La espectroscopía es una de las fuentes de información más valiosas de que dispone la astrofísica estelar. La correcta interpretación de los espectros estelares es vital en muchos campos, ya que de ellos se derivan los parámetros fundamentales de las estrellas, su rotación, composición química, velocidad radial, etc. y, a partir de espectros de poblaciones estelares, muchas de las propiedades de las galaxias. La precisión en la determinación de estas magnitudes no sólo depende de la instrumentación con la que se adquieran los datos, sino del modelo que se usa para interpretarlos.
Tradicionalmente los espectros estelares se analizan utilizando modelos clásicos hidrostáticos de atmósferas 1D, que asumen atmósferas plano-paralelas y aproximan el efecto del transporte convectivo en el balance energético utilizando la teoría de la longitud de mezcla (Böhm-Vitense 1958, ZAp, 46, 108). Aunque con este método se consigue reproducir aproximadamente el efecto de la convección en el gradiente de temperatura, no se puede dar cuenta del ensanchamiento de las líneas espectrales u otros rasgos de la convección, como las asimetrías de las líneas espectrales y su desplazamiento al azul.
Por otra parte, desde los años 80 existen simulaciones hidrodinámicas en tres dimensiones de atmósferas estelares (Nordlund 1982, A&A, 107, 1), que hacen un tratamiento más realista de la convección. Gracias a ellas se ha conseguido reproducir el ensanchamiento de las líneas, así como sus asimetrías y desplazamientos netos en velocidad (Asplund et al. 2000, A&A, 359, 729). Sin embargo, el tiempo de computación que requieren estas simulaciones es tal que de momento no ha sido posible utilizarlas de forma sistemática para el análisis espectral. En la última década se han computado mallas de modelos 3D de atmósferas estelares para diferentes parámetros estelares. Utilizando una de estas mallas, CIFIST (Ludwig et al. 2009, Mem. S.A.It.,75, 282), y el código de transferencia radiativa Asset (Koesterke et al. 2008, ApJ, 680, 764), nuestro grupo ha construido una malla de espectros 3D con una cobertura espectral de 2000 a 30000A y unos parámetros estelares que van desde 3500 a 7000K en temperatura efectiva, metalicidad entre 0 y -3 dex, y gravedad superficial desde 1,5 a 4,5 en unidades logarítmicas (con g en cm s2).
El objetivo de esta tesis es conseguir un método para utilizar los modelos 3D de forma sistemática para el análisis de espectros estelares, y hacerlos finalmente accesibles y utilizables después de haber existido durante décadas.
La primera parte de la tesis está dedicada al estudio de los espectros 3D. Se han realizado una serie de pruebas de forma sistemática a los 84 espectros 3D que componen la malla. Por una parte se han calculado los bisectores para una serie de líneas espectrales limpias, con el objetivo de comprobar que los espectros 3D reproducen las asímetrias que se observan en las estrellas, fruto de los movimientos convectivos que existen en las capas superficiales de las atmósferas. También a consequencia de estos movimientos, las líneas espectrales se desplazan hacia el azul. Se ha tomado una lista de más de mil líneas espectrales y calculado el desplazamiento de los núcleos de dichas líneas. El resultado de ambas pruebas ha sido satisfactorio, pudiéndose comprobar que los bisectores tienen la caracteristica curva en forma de "C'', y que las líneas están efectivamente desplazadas hacia el azul. Además, se ha encontrado que las mayores diferencias entre los espectros 3D y 1D se encuentran hacia el ultravioleta, mientras que en el resto del espectro las diferencias conciernen a líneas aisladas. Por último, se ha comprobado que los modelos 3D reproducen de forma más realista las variaciones centro-limbo en el disco estelar.
Un vez comprobado que los modelos 3D de nuestra malla suponen una mejora con respecto a los 1D para reproducir ciertas catacterísticas de los espectros observados, el siguiente paso para conseguir hacer estos modelos más accesibles y usables para cualquier estrella es conseguir un método para interpolar la malla. Hemos escogido para ello funciones de base radial, cuyo valor depende únicamente de la distancia entre el punto a interpolar y los puntos de la malla. Se ha implementado un código en IDL para llevar a cabo la interpolación, que además produce una serie de gráficas para ayudar al usuario a evaluar la calidad de la interpolación antes de usarla sistemáticamente. A continuación se muestran una serie de ejemplos de uso del código para cuatro líneas espectrales, que sirven además para comentar las limitaciones del mismo. Finalmente, se comparan los espectros 3D interpolados con datos reales, obtenidos con el telescopio SONG.
Por último, usando datos de APOGEE, se ha determinado por primera vez fuera del vecindario solar la varianza de [O/Fe]. Para ello se ha llevado a cabo una determinación experimental de las incertidumbres en las medidas calculado la dispersión de [O/Fe] en agrupaciones de estrellas. Finalmente, a modo de ejemplo de aplicación científica de nuestro código de interpolación, se han determinado los efectos y las correcciones 3D para las líneas de oxígeno que se utilizan en APOGEE para determinar la abundancia de oxígeno.