Evolución y astrosismología de enanas blancas de masa extremadamente baja - Calcaferro, Leila Magdalena (2020)
Las enanas blancas constituyen el destino final más común de las estrellas. En efecto, se espera que ese sea el final evolutivo de la gran mayoría de las estrellas que pueblan el Universo. La mayor parte de las enanas blancas posee envolturas de hidrógeno (H), tiene una masa promedio de ∼ 0.6 Mo, y núcleo de carbono y oxígeno. Además, existe una población de enanas blancas con masa < 0.45 Mo, y se espera que sus núcleos sean de helio (He). Se cree que estas estrellas se originan en sistemas binarios de estrellas de baja masa que experimentan episodios intensos de pérdida de masa cuando atraviesan la rama de las gigantes rojas, antes de que se produzca el flash de He. El escenario de evolución binaria es fundamental para poder explicar que, dentro de la edad del Universo, logren alcanzar la etapa de enana blanca. Dentro de la población de enanas blancas de baja masa se distinguen a las enanas blancas de masa extremadamente baja (ELM, por sus siglas en inglés), con M* < 0.18 − 0.20 Mo, de aquellas con masa en el rango de 0.18 − 0.20 < M* < 0.45 Mo, principalmente por presentar diferencias muy importantes en sus tiempos evolutivos y propiedades pulsacionales. En los últimos años se ha detectado un gran número de enanas blancas de baja masa, y en particular, de ELMs. La detección de variaciones periódicas de brillo en algunas enanas blancas de baja masa, compatibles con modos de gravedad (g) no radiales, define una nueva clase de estrellas variables (genéricamente denominada ELMV) y abre la posibilidad única de investigar sus interiores mediante la astrosismología. Basándose en la comparación entre los períodos observados en la estrella bajo estudio y los períodos teóricos calculados para modelos estelares representativos de enanas blancas, esta técnica permite obtener información de la estructura interna, que de otro modo no podría conocerse, a la vez que posibilita estimar parámetros fundamentales como la masa estelar. Recientemente se han detectado también pulsaciones en estrellas que se cree son precursoras de las ELMVs, y que se denominan pre-ELMVs. Esta Tesis está enfocada al estudio de estrellas enanas blancas ELMV, fundamentalmente mediante la astrosismología, sobre la base de los modelos evolutivos representativos de las enanas blancas de baja masa con núcleo de He generados por Althaus et al. (2013), caracterizados por una envoltura de H gruesa. En primer lugar, hemos realizado un análisis de las tasas teóricas de cambio de períodos para ELMVs y pre-ELMVs, explorando su dependencia con la masa estelar y la temperatura efectiva (Calcaferro et al. 2017a). Para ello, estudiamos el valor que adoptan las tasas teóricas de cambio de períodos en las etapas evolutivas donde es viable observar estos objetos, y encontramos que la magnitud esperada de esta cantidad toma distintos valores para cada etapa, y además, es diferente para enanas blancas de baja masa pulsantes con 0.18 − 0.20 < M* < 0.45 Mo y ELMs (M* < 0.18 − 0.20 Mo). Así, una eventual medición de la tasa de cambio de períodos permitiría situar evolutivamente a una estrella pulsante de este tipo, a la vez que podría ayudar a distinguir si se trata de una ELM. A continuación, hemos realizado el primer análisis astrosismológico aplicado a todas las ELMVs conocidas hasta el momento, lo cual ha permitido estimar cantidades como la masa estelar, la gravedad superficial y la temperatura efectiva (Calcaferro et al. 2017b). En la mayoría de los casos las soluciones encontradas están en buen acuerdo con las dadas por otras determinaciones aunque, al no resultar unívocas, hemos tenido que emplear restricciones externas al método para poder elegir una solución. Esto puede deberse en parte al número bajo de períodos detectados en estas estrellas, pero también al hecho de que solo hemos considerado modelos caracterizados por una envoltura gruesa de H. Debido a la incerteza que existe respecto al espesor de la envoltura de H en estas estrellas, heredada de una incerteza en el canal de formación (particularmente, la forma en que ocurre la transferencia de masa en el sistema binario), es posible que algunas estén caracterizadas por envolturas delgadas de H. Con esta motivación, hemos generado un amplio conjunto de secuencias adicionales variando artificialmente el espesor de la envoltura de H. Al repetir los ajustes astrosismológicos con este conjunto más amplio, encontramos mejores soluciones para algunas de las ELMVs, dando un indicio de que las ELMVs observadas son compatibles con distintos espesores de la envoltura (Kilic et al. 2018; Calcaferro et al. 2018b). Finalmente, hemos estudiado las diferencias entre los tiempos de enfriamiento de secuencias de ELM con envoltura gruesa y delgada. Al no poder mantener quema residual, la evolución de ELMs con envoltura delgada es mucho más rápida que en el caso de ELMs con envoltura gruesa, haciendo posible hallar ELMs a temperaturas efectivas considerablemente más bajas. La detección de ELMs frías, entonces, podría indicar que estas estrellas se habrían formado con envoltura de H delgada, abriendo la posibilidad de poner cotas sobre los mecanismos posibles para su formación (Calcaferro et al. 2018a).