Tesis Doctoral

Formación y Evolución de Enanas BlancasDeficientes en Hidrógeno

Autor: Lic. Jorge Alejandro Panei

Director: Dr. Leandro Gabriel Althaus

Facultad de Ciencias Astronomicas y Geofısicas

Universidad Nacional de La Plata� �

de julio de 2004 Tesis Doctoral – p.1/56

Introducción

Aproximadamente el 95% del gas interestelar es HI y menos del 1% elementospesados y moléculas.

La mayoría de las estrellas aún en etapas avanzadas de su evolución poseenH en sus envolturas.

Sin embargo, existen estrellas cuyos espectros revelan ausencia de H:R Coronae Borealis (RCB), PG1159, Wolf–Rayet CSPNe, entre otras.

Los mecanismos posibles que forman estrellas RCB (Iben et al., 1996):�

Un flash termonuclear tardío (posterior a la quema de H) en la capa ricaen helio de una estrella central de nebulosa planetaria.�

El colapso de un sistema binario compuesto de una WD de He y otrade C–O con envoltura en común.�

La fusión de dos estrellas, una de neutrones y una estrella rica en He.

– p.2/56

El escenario que explica a las estrellas post–AGB las WR CSPNe y susdescendientes más directos las PG1159 involucra un pulso térmico tardío�

born again.

Pero existen otras estrellas, con un espectro de He casi puro, que no pasanpor la fase AGB. Estas provienen de la EHB y evolucionan directamente a WD.Estrellas conocidas como AGB-manqué.

– p.3/56

El mecanismo más aceptado, para la formación de estrellas post–AGBdeficientes en hidrógeno, es el de un pulso térmico final. Durante dicho pulsola envoltura de H es completamente destruida por combustión nuclearo diluida por mezcla convectiva. Existen 3 escenarios posibles:

i) un pulso térmico final (AFTP), ocurrido antes de salir de la AGB.

ii) un pulso térmico tardío (LTP), sucede durante la evolución post–AGBcuando la quema de H está todavía presente, sucediendo en su caminohacia altas temperaturas a luminosidad cte.

iii) un pulso térmico muy tardío (VLTP), sucede sobre la rama de enfriamientoy la combustión del H ha cesado.

Los 3 conducen a estrellas post–AGB con baja abundancia superficial de H:éste es o diluido por el dredge up (en el caso de AFTP o LTP) o bien escompletamente quemado (a través del VLTP).En esta tesis desarrollaremos el tercer escenario describiendo su historiaprevia.

– p.4/56

El escenario VLTP � antes del último pulso:remanente post–AGB � núcleo degenerado de C–O, por encima una delgadacapa convectiva que quema He en forma inestable � gran flujo de energía �

zona convectiva cuyo borde superior se propaga hacia la superficie � el Hexterno es transportado hacia el interior � quema mediante

��C( ��� �� N.

Tiempo de escala de quema de protones es comparable a los tiempos demezcla.

Gran energía liberada por quema de protones � desdoblamiento de la regiónconvectiva � la superior quema H y la inferior He.

Flash debido a quema de protones a temperaturas elevadas � � �

K,temperaturas típicas de quema de He. La mayor parte de H remanente en laestrella es introducido dentro de la capa que quema He y así es quemadocasi por completo.

Expansión a dimensiones de gigante roja � escenario born again.

– p.5/56

Luego del born again la estrella se desplaza en el H–R hacia temperaturaselevadas y a

��� cte, hacia el dominio de las PG1159.

PG1159 � nexo evolutivo e/ supergigantes y WD.

PG1159 entre 75.000K y 180.000K, su prototipo es la estrella PG1159–035.Esta etapa dura 10

�

-10

�

años, luego se apaga la capa de quema de He� evoluciona a WD.

Más del 90% de las estrellas terminan como WD. Entre ellas el � 20% son WDdeficentes en H (DB).� ¡ �20% de las estrellas que se forman en el universo experimentarían unflash termonuclear tardío!

– p.6/56

El por qué de esta tesis

�

Demostrar que existe una conexión evolutiva entre las estrellas post–AGBdeficientes en hidrógeno y las enanas blancas de tipo espectral DB.�

Desarrollar modelos evolutivos detallados con aplicaciones a:

1 . Astrosismología: estrellas pulsantes PG1159 (GWVir) y DBV: mecanismode pulsación, estratificación química y variaciones de período. Los períodosde oscilación dependen sensiblemente de la estructura interna.

2 . Física nuclear: poder estudiar en detalle durante los escenarios AGB y born

again la nucleosíntesis que lleva a la formación de elementos pesadosmediante la captura lenta de neutrones (procesos �).

3 . Física teórica:

a . Las enanas blancas se enfrían por liberación de neutrinos. Lasmismas podrán establecer cotas para la tasa de emisión de neutrinos.

b . Establecer cotas para partículas masivas débilmente interactuantes.

c . Estudio de la variación de constantes fundamentales (como lacte. de gravitación,

�; la cte. de estructura fina, �; etc)

– p.7/56

4 . El estudio de las enanas blancas tienen muchas aplicaciones astrofísicas.

a . Gracias al desarrollo de telescopios de alta resolución se puedenobservar objetos cada vez más débiles, por lo que las WD pueden serutilizadas para el cálculo de edades del disco galáctico, cúmulosglobulares, etc; por lo que es necesario tener modelos lo más realistasposible.

b . El empleo de WD como indicadores de distancia a cúmulos globulares.

c . Contribución de las enanas blancas a la materia oscura.

– p.8/56

Modelos computados

Se calculó la evolución para modelos con masas 2.5, 2.7 y 5M � .Para el modelo de 2.7M � se computó la evolución completa:ZAMS � RGB � fase AGB � escenario born again

� PG1159 � WD

– p.9/56

Código

Código de evolución estelar LPCODE (en lenguaje FORTRAN 77, con más de27.000 líneas). Desarrollado íntegramente en el Observatorio de La Plata.

Basado en el método de Kippenhahn, Weigert y Hofmeister (Kippenhahn etal., 1967) para calcular evolución estelar.Se integra la envoltura para especificar condiciones límites externas.Variable independiente

��� ��� � � � !#" $ !&% � ��� �(' � coord. lagrangiana.Variables dependientes: radio ( )), presión (

*), luminosidad (

+

) ytemperatura (

,

). Para la convergencia del cálculo se itera sobre el cambiotemporal de estas cuatro variables y no la variable en sí misma.

Opacidades:Opacidades radiativas OPAL (tienen en cuenta composiciones ricas C y O)para metalicidades arbitrarias (Iglesias & Rogers, 1996).Para bajas temperaturas � opacidades de Alexander & Ferguson (1994).

– p.10/56

EOS:Régimen de bajas densidades � ionización parcial para composiciones deH y He, presión de radiación y contribución de los iones.Régimen de altas densidades �- . parcialmente degenerados e interaccionescoulombianas.Régimen de WD � EOS de Magni y Mazzitelli (1979).Cristalización � constante de acoplamiento,

/10 2� - � $ ) 354 ,� �6

.Tasa de emisión de neutrinos � opacidades conductivas y emisión de neutrinospor Bremsstrahlung en la fase de cristalización, Itoh et al. (1984), (1987).

Reacciones nucleares:Quema de H: cadena protón-protón y ciclo CNO. Quema de He. Ignición de C.Red de 34 reacciones termonucleares con 17 isótopos:

�

H,

�

H,

�

He,

�

He,

7

Li,7

Be,

��

C,

��

C,

� �

N,

� �

N,

�8O,

� 7O,

� �O,

�9F,

�:

Ne,

� �

Ne y

� �

Mg.Algunas reacciones fueron tomadas de Caughlan y Fowler (1988) y otras deAngulo (1999).

– p.11/56

Evolución química:Se emplea un esquema dependiente del tiempo para el tratamiento simultáneode los cambios químicos debido a la quema nuclear y la mezcla convectiva,semiconvectiva, inestabilidad tipo Rayleigh-Taylor (salt finger) y overshooting (OV).La ec. que se resuelve es:

; <>=;? � @ < =@ ? AB C D @@ !E"F �G�H )�JI �LK @ < =@ !E"M

(1)

<N= � fracción numérica de todas las especies nucleares.� OP

término � reacciones termonucleares.Q RTS

término � convección, semiconvección, salt finger y OV tratados comoproceso de difusión.Esquema de linealización � Arnett y Truran (1969).

– p.12/56

Difusión en la etapa de WD:Asentamiento gravitacional y difusión química y térmica para

�H,

�He,

�He,��

C,

� �

N y

�8

O para un dado isótopo

U

( VXW : velocidad de difusión) (Burgers, 1969):

@ =W@ ? RY Z � � @@ !E" [G�H )�JI =W VW \ � (2)

Overshooting:Decaimiento exponencial para el OV en los bordes de las regiones convectivas.

K S] � K : ^_ ` � Q�ab] � (3)

K : � coef. de difusión en el límite de la zona convectiva.a � dist. radial desde el borde de la zona convectiva.b] � c bed � cparámetro de OV y

b d altura de escala de la presión(

c � gf �h

).– p.13/56

Tratamiento de la convección:Teoría de la mixing length no-lineal de convección doble difusiva que se aplicaen los regímenes inestables convectivos, semiconvectivos y salt finger

(Grossman & Taam, 1996). Coeficiente de difusión

K � ikj , donde

i� � bml esla longitud de mezcla y j la velocidad turbulenta ( �� �f h

).

Tasa de pérdida de masa:Durante la evolución en la AGB, la tasa de pérdida de masa está dada por:

n !� Gf 6o p � . 9 ! . �rq �tsuv w ��rq 7 n !ex y ! � $(z ) { (4)

n !ex : tasa de pérdida de masa de Reimer. Basada en cómputos dinámicospara atmósferas de estrellas tipo Mira.

– p.14/56

Estrellas de masa intermedia

Son las estrellas más abundantes en el universo.

El rango de masas es de

gf 6 � � ! � a |� 6 ! � .Finalizarán sus vidas como WD (al igual que las de baja masa).

– p.15/56

Evolución previa a la AGB

Para una estrella con

!m} ~� � � h ! � y abundancias

� � f | h

,= � gf Q |h

, la vida en la secuencia principal es de � � � f � p � 8años.

Punto Edad [

� 8

años] Etapa evolutiva

A 106.926471 agota el hidrógeno central

B 107.315599 enciende el helio central

C 107.322692 inicio del primer dredge up

D 107.551700 fin del primer dredge up

E 122.562231 agota el helio central

F 122.876719 inicio del segundo dredge up

G 123.100129 se acentúa el segundo dredge up

H 123.164997 fin del segundo dredge up

HR Int

– p.16/56

!�} ~� � � h ! �

– p.17/56

23.118 113.118 122.118 123.018 123.108 123.117 123.118

Edad [106 años]

0

1

2

3

4

5

M/M

sol

convectivoradiativosalt fingerovershootsemiconvectivo

quema 1H

quema 4He

ABCD

E F G

!�} ~� � � h ! �

– p.18/56

108.722 110.191 111.118 111.703 112.072

Edad [106 años]

0,0

1,0

2,0

3,0

4,0

5,0

M /

Mso

l

convectivoradiativoovershoot

quema 1H

quema 4He

A

B

D

C

122.918 123.106 123.153 123.165 123.168

Edad [106 anos]

0.0

1.0

2.0

3.0

4.0

5.0

M /

Mso

l

convectivoradiativoovershootsalt fingersemiconvectivo

quema 4He

F G H

!e} ~� � � h ! �

– p.19/56

107.36 107.44 107.52 107.60

0.6800

0.6880

0.6960

0.7040

0.27200.28000.28800.29600.3040

0.0020

0.0025

0.0030

Abu

ndan

cia

frac

cion

al d

e m

asa

0.0010

0.0020

0.0030

107.36 107.44 107.52 107.60

Edad [106 anos]

0.0088

0.0092

0.0096

122.88 122.96 123.04 123.12

0.62000

0.64000

0.66000

0.68000

0.30400

0.32000

0.33600

0.35200

0.00190

0.00195

0.00200

0.00205

0.00288

0.00312

0.00336

0.00360

122.88 122.96 123.04 123.12

Edad [106 anos]

0.00800

0.00820

0.00840

0.00860

Primer "dredge up"

1H

4He

12C

14N

16O

Segundo "dredge up"

1H

4He

12C

14N

16O

!e} ~� � � h ! �

– p.20/56

Evolución durante la AGB

Pulsos térmicos ocurren en modelos que contienen una o más capas queson fuente de energía.

Exceso de � � aumento de

, � incremento de liberación de ���� �, ... etc �

corrida térmica.

Quema de He sensible con

, � pequeño aumento de, � gran incremento

de

�e��� en la capa � desarrollo de una zona convectiva conductora de pulsos� esta mezcla los productos de quema de He: C y O dentro de la intercapa.

� � expande las capas de arriba, empuja material dentro de regiones más frías� reducción de

,

de la capa fuente de � � � �� se reduce.

Después del pico de

�� � � contracción de la región � se calienta la capa deH � se recupera la producción de � � .

En pocos miles de años la región recupera su estructura original, la capa de Hese vuelve nuevamente inestable y comienza el próximo pulso.

– p.21/56

o OP

dredge up: cuando cesa la quema de H la envoltura avanza hacia abajo paramezclar el material de la intercapa hacia lasuperficie � se enriquece la superficie con elementos pesados.

Durante los pulsos térmicos

�e��� para una estrella de

! } ~� � � Qf h ! � vade

� �

a

� 7 � � en

Q

años.

– p.22/56

831.8 832.0 832.2 832.4 832.6 832.8 833.0 833.2 833.4Edad [106 anos]

3.003.203.403.603.804.00

log(

Lsu

p / L

sol)

3.44

3.48

3.52

3.56

3.60

log(

Tef

f )

831.8 832.0 832.2 832.4 832.6 832.8 833.0 833.2 833.4

-16.0

-12.0

-8.0

-4.0

0.0

4.0

log(

L /

Lso

l )

Lp-p

LCNO

LHe

! } ~� � � Qf h ! �

– p.23/56

833.2090 833.2092 833.2094 833.2096 833.2098

Edad [106 anos]

0.50

0.52

0.54

0.56

0.58

0.60

mr /

Mso

l

convectivoradiativosalt fingerovershoot

quema 1H

quema 4He

1

2

3

4

5

6

7

log(

LH

e / L

sol )

-16

-12

-8

-4

0

4

log(

L /

Lso

l )

200 anos

LHe

LCNO

Lp-p

Lp-p, LCNO

! } ~� � � Qf h ! �

– p.24/56

! } ~� � � Qf h ! � – p.25/56

El Hot Bottom Burning (HBB) ocurre en estrellas con

!e} ~� � � G ! � la envolturase extiende tan hacia adentro que puede penetrar dentro de la capa de quemade H durante la fase entre pulsos, esto es el HBB o “quema de la envoltura”.El HBB contrarrestra la formación de estrellas de C. Pero el HBB cesa antesque el dredge up los episodios finales de éste pueden aún formar estrellas de C.El OV juega un papel importante pues contribuye con el dredge up.A su vez la capa convectiva conductora de los pulsos mezcla hacia la intercapalos productos de la quema de He � C y O. 9

��

Pulso

OV en la base de la envoltura � forma reservorios de

��C y de

� �

N.Los protones de la envoltura son quemados mediante la reacción:� + ��

C � ��

N + , luego:

��N � ��

C +- �

+ ���

C sirve de fuente de � para producir el proceso � en estas estrellas, mediante:�He +

��C + � � + �8

O

Los protones también se queman según:� + ��

C � � �

N + .El

� �

N es tragado en el siguiente pulso por la zona convectiva �� �N( � � � �F(

� � � � � �O( � � � � Ne – p.26/56

Evolución más allá de la AGB

Durante la fase AGB la estrella ha sufrido grandes pérdidas de masa.Para

!e} ~� � � Qf | ! � cuando se reduce

!� �� � � � � . � ! � � fin fase AGB(

!� �� � �� � � . � � gf h 6 6 ! � ) � evoluciona a CSPNe.

Pulsos térmicos finalesEvolución post-AGB depende de

�

, la fase con la que sale de la AGB

668.6 668.8 669.0 669.2 669.4 669.6 669.8

Edad [106 años]

0

1

2

3

4

5

6

7

8

9

log(

L /

Lso

l )

Lsup

LCNOLHe

669.84 669.90φ=

0.8

9ab

ando

na la

AG

B

– p.27/56

Existen 3 escenarios posibles:

1. Pulso térmico ‘final’ de la AGB (AFTP: AGB Final Thermal Pulse), ocurreinmediatamente antes de salir de la AGB.

!� �� � � � � . � ! �2. Un pulso térmico ‘tardío’ (LTP: Late Thermal Pulse), ocurre en la evolución

a

� � cte desde la AGB hacia el dominio de WD.!� �� � � � � . � ! �

3. Un pulso térmico ‘muy tardío’ (VLTP: Very Late Thermal Pulse), ocurre en larama temprana de enfriamiento de WD, después del cese de la quemade H.

!� �� � � � � . � ! �

Para AFTP y LTP es necesario OV para explicar estrellas deficientes en H.El H es diluido por el dredge up.

– p.28/56

AFTP: (3,0.605) (3,0.625) (5,0.836) LTP: (3,0.625) (

�

=0.87)� !e} ~� � � !e� �

Blöcker (1995)

– p.29/56

VLTP:

� ! } ~� � � ! � � =(5,0.836) (�� 0.90) Blöcker (1995)

El VLTP produce un quemado y mezcla de la envoltura. La quema de H hacesado. La zona convectiva conductora del pulso puede alcanzar y penetrar laenvoltura rica en H. La mayoría de los � son “tragados” por la zona convectiva yquemados a temperaturas de quema de He!!!. La región es rica en C, los � soncapturados mediante

��C( ��� �� N. Las escalas de tiempo convectivo y tiempo

nuclear se vuelven comparables � los � son quemados durante su caminohacia el interior � es necesario un tratamiento simultáneo de mezcla y quema.

– p.30/56

El consumo de � aumenta un flash de

b

gran liberación de � � separación dela convección en 2 zonas la superior genera � � y la inferior genera � ��� .H de la envoltura consumido rápidamente � zona superior de vida corta� evolución rápida hacia la AGB.Nuestros cómputos de VLTP se realizaron para

� !e} ~� � � ! � � � (2.7,0.5885).

– p.31/56

3.503.754.004.254.504.755005.25log( Teff )

-3.2

-2.4

-1.6

-0.8

0.0

0.8

1.6

2.4

3.2

4.0

log(

L /

Lsu

n )

1396 x 103

1016 x 103

104 x 103

1033

Time [103 yr]

Thermal

1.23

0.506

0.149

0.05270.0019

0.00078

-12.7

0.0215

15.28

pulses

ZAMS

PG 1159

DQ

DB

DO

VLTP

MZAMS= 2.7 Msun

MWD= 0.588 Msun

Born again

0.00

0.00074

� ! } ~� � � !e� � � � Qf | � gf h 6 6 h

– p.32/56

Quema de hidrógenoAntes del último pulso

!� � | p � . � ! � (A)Inicio de tragado de � (B)En 0.4 años

� �� � cambia en � � � � � (C)Entre (C) y (E) la mayor parte de quema de � ocurre en un mes.En (F)

!� � �f o p � . � ! � .El radio estelar

� % ha aumentado a � � Qh � � .

4.04.55.05.56.06.5log( Teff )

-1.00

0.00

1.00

2.00

3.00

4.00

log(

L /

Lsu

n )

-4 -2 0 2 4Time [yr]

-6

-3

0

3

6

9A

B

C A

B

C

log( LHe / Lsun )

log( LCNO / Lsun )

D

E

F

D

E

F

– p.33/56

3.503.754.004.254.504.755.005.25log( Teff )

-0.8

0.0

0.8

1.6

2.4

3.2

4.0lo

g( L

/ L

sol )

-42.8-32.8-30.3

-12.73

0.80

termicos

0.78

1.33

Edad [anos]

0.82

-0.47

0.53

-1.88

Pulsos

ZAMS

PG 1159

0.72

0.76

"Born again"

MZAMS= 2.7 Msol

MWD= 0.588 Msol

0.840.98

1.15

116.3982.6

1.98

506.152.7

149.3

15285

4258

0.00 (LHe|max)

VLTP 0.74 (LCNO|max)

– p.34/56

El doble loop es un resultado de la penetración de la zona convectivaconductora del flash de He dentro de las capas ricas en H.

Los � son llevados por convección a regiones calientes y capturados por

��

C.Esta captura fuerza a la separación de la zona convectiva en 2: una mantenidapor la quema de H y la otra por la quema de He.

Expansión inicial � producida por la capa que quema H. Cuando esta energíase agota, la envoltura se contrae.

Segunda expansión � producida por la capa que quema He contigua. Cuandoesta fuente de energía se agota, la envoltura se contrae nuevamente y laestrella retorna al dominio de las WD.

– p.35/56

-6-5-4-3-2-1log( q )

-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

log(

Xi )

1H4He12C

-7-6-5-4-3-2

-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

log(

Xi )

13C14N16O

-6-5-4-3-2-1log( q )

-7

-6

-5

-4

-3

-2

-1

-7-6-5-4-3-2-7

-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

3

6

9

log(εnuc)

0

3

6

9

log(εnuc)

convection

overshooting

a b

c d

HR-burna:

? � � gf G |

perfiles de abundancias � dados por el dredge up en la AGB.b:

? � gf | Q ��

C( ��� �� N � región convectiva en 2. Quema H y He en la base.c:

? � f |�

avanza convección hacia afuera � mezcla � de la envoltura s/procesar.d:

? � �f o o se extingue la quema de �. [

?

]=años

– p.36/56

Escenarios born again

Los objetos Sakurai � V4334 Sagittarii � sufren VLTP � escenario born again

Evidencia observacional: V4334 Sgr � de pre-WD � gigante roja en � 2 años.

Explicación � deficiencia en la mezcla convectiva menor que lo predicho p MLT� captura � cerca de la superficie � acelera expansión a gigante en pocos años.

¿Cómo se reproduce un modelo de un objeto Sakurai?:Si en un VLTP, el pico de � � está en una zona profunda de la capa convectivadel flash de He � se comporta como una perturbación de la prominenteinestabilidad del flash de He � no cambia significativamente las escalasevolutivas de born again.La posición del pico de la quema de H está dada por la competencia entre lasescalas de tiempo de mezcla y nuclear.El coeficiente de difusión (MLT):

K �  ¡ � �� ��  ¡¢ b#£¢ ¤�  ¡ , donde ¤�  ¡

velocidad de mezcla convectiva;i £ � ��  ¡ ¢ b¥£ longitud de mezcla.

Para reducir la eficiencia de mezcla convectiva se define un nuevo coeficientede mezcla

K �� � K �  ¡ $¦ � , para Herwig (2001)

¦ � � �

.

– p.37/56

Para estudiar el efecto del tratamiento de la convección no vamos a disminuir laeficiencia. Vamos a aumentarla, cambiando el parámetro de OV de

c � gf �h �c � gf o

En nuestro caso de pre-WD � gigante roja en � 52 años.

0.550 0.555 0.560 0.565 0.570 0.575 0.580 0.585 0.590mr/Msun

0

2

4

6

8

10

12

14

log(

εnu

c ) [e

rg/g

/s]

-12

-10

-8

-6

-4

-2

0

log(

XH

)

4

6

8

10

12

14

16

log(

D )

[cm

2 /s]

f= 0.015

0.550 0.555 0.560 0.565 0.570 0.575 0.580 0.585 0.590mr/Msun

0

2

4

6

8

10

12

14

log(

εnu

c ) [e

rg/g

/s]

-12

-10

-8

-6

-4

-2

0

log(

XH

)

4

6

8

10

12

14

16

log(

D )

[cm

2 /s]

f= 0.030

– p.38/56

0 5

3.8

4.0

4.2

4.4

4.6

4.8

5.0

5.2

log(

Tef

f )

0 50 100 150 200 250 300

Time [yr]

3.8

4.0

4.2

4.4

4.6

4.8

5.0

5.2

f = 0.030

f = 0.015f = 0.015

f = 0.030

LHe|max

LHe|max

– p.39/56

PG1159

Las estrellas pre–WD PG1159 son los objetos más calientes conocidos� su prototipo es PG1159–035 (=GW Vir)

Banda de inestabilidad de las GW Vir � borde azul en 180.000K y borde rojo en75.000K

Fuerte evidencia observacional sugiere que PG1159 predecesores directos delas WD calientes DO, los progenitores inmediatamente anteriores de las WD DB.

Se conocen más de 30 estrellas PG1159.PG1159–035 � � �

He,

��

C,

�8

O

=(0.33,0.50,0.17) abund. fraccional por masa.

PG1159 � nexo evolutivo entre las CSPNe ricas en He y C ([WC]) y lasecuencia de las WD ricas en He (DO y DB).

En nuestros modelos encontramos en la superficie� �

He,

��

C,

�8

O

= (0.306,0.376,0.228) y

� ��

C,

� �

N,

� �

Ne

= (0.040,0.012,0.021)��

C y

� �

N se encuentran desde el exterior hasta una profundidad de 0.01M � .En las capas más profundas fueron quemados mediante capturas �.

– p.40/56

PG1159

4.84.95.05.15.25.3log( Teff )

70×1

03

80×1

03

90×1

03

100×

103

110×

103

120×

103

130×

103

140×

103

150×

103

160×

103

170×

103

180×

103

190×

103

Teff [K]

2.8

3.0

3.2

3.4

3.6

3.8

4.0

4.2

log(

L /

Lso

l )

669.9266669.9271

669.9284

669.9325

Edad [106 años]

-6-5-4-3-2-1

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

4He12C13C14N16

O

-6-5-4-3-2-1

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

-6-5-4-3-2-1log( q )

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0Xi

-6-5-4-3-2-1

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

t= 669.9266 x 106 años t= 669.9271 x 106 años

t= 669.9284 x 106 años t= 669.9325 x 106 añosTeff= 159518 KTeff= 125788 K

Teff= 87773 K Teff= 101140 K

-6-5-4-3-2-1

-4

-3

-2

-1

0

4He12C13C14N16

O

-6-5-4-3-2-1

-4

-3

-2

-1

0

-6-5-4-3-2-1

log( q )

-4

-3

-2

-1

0

log(

Xi )

-6-5-4-3-2-1

-4

-3

-2

-1

0t= 669.9266 x 106 años t= 669.9271 x 106 años

t= 669.9284 x 106 años t= 669.9325 x 106 años

Teff= 87773 K Teff= 101140 K

Teff= 125788 K Teff= 159518 K

– p.41/56

Enanas BlancasTipo Espectral Características Rango de T[K]

DA con líneas de H, sin He I ni metales presentes 70.000-6.000

DB con líneas de He I, sin H ni metales presentes 30.000-12.000

DC espectro contínuo sin líneas distinguibles § 12.000

DO con líneas intensas He II; puede haber He I o H 100.000-45.000

DZ con líneas de metales, sin H ni He § 6.000

DQ con líneas de C 12.000-11.000

3.84.04.24.44.64.85.05.2log( Teff )

-4

-3

-2

-1

0

1

2

3

4

log(

L /

Lso

l )

6×10

3

7×10

3

8×10

3

9×10

3

1×10

4

2×10

4

3×10

4

4×10

4

5×10

4

6×10

4

7×10

4

8×10

4

9×10

4

1×10

5

2×10

5

Teff [K]

DO

DA

DB

DB-gap

DC

DQ

PG 1159

DZ

– p.42/56

3.84.04.24.44.64.85.05.2log( Teff )

-4

-3

-2

-1

0

1

2

3

4lo

g( L

/ L

sol )

6×10

3

7×10

3

8×10

3

9×10

3

1×10

4

2×10

4

3×10

4

4×10

4

5×10

4

6×10

4

7×10

4

8×10

4

9×10

4

1×10

5

2×10

5

Teff [K]

( 669.940 , 176458 )

DQ

DB

DO

PG 1159

( Edad [106 años] , Teff [K] )

PG 1159PG 1159

( 669.951 , 160193 )

( 669.980 , 127810 )

( 670.089 , 100110 )( 670.385 , 78681 )

( 672.216 , 49881 )( 671.071 , 62542 )

( 674.197 , 39782 )

( 680.078 , 29792 )( 701.243 , 22903 )

( 765.039 , 17327 )

( 1014.756 , 12514 )

( 1134.015 , 11193 )

( 2066.350 , 7116 )

WD-hot DO DB DQ– p.43/56

-7-6-5-4-3-2-1

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

4He12C13C14N16

O

-7-6-5-4-3-2-1

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

-7-6-5-4-3-2-1log( q )

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0Xi

-7-6-5-4-3-2-1

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

t= 669.940 x 106 años t= 669.951 x 106 años

t= 669.980 x 106 años t= 670.089 x 106 años

Teff= 176458 K Teff= 160193 K

Teff= 127810 K Teff= 100110 K

Primeras etapas de la rama de enfriamiento

– p.44/56

-7-6-5-4-3-2-1

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

4He12C13C14N16

O

-7-6-5-4-3-2-1

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

-7-6-5-4-3-2-1log( q )

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0Xi

-7-6-5-4-3-2-1

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

t= 670.385 x 106 años t= 671.071 x 106 años

t= 672.216 x 106 años t= 674.197 x 106 años

Teff= 78681 K Teff= 62542 K

Teff= 49881 K Teff= 39782 K

Enanas blancas calientes DO

– p.45/56

-7-6-5-4-3-2-1

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

4He12C13C14N16

O

-7-6-5-4-3-2-1

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

-7-6-5-4-3-2-1log( q )

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0Xi

-7-6-5-4-3-2-1

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

t= 680.078 x 106 años t= 701.243 x 106 años

t= 765.039 x 106 años t= 1014.756 x 106 años

Teff= 29792 K Teff= 22903 K

Teff= 17327 K Teff= 12514 K

Enanas blancas DB

– p.46/56

-14-12-10-8-6-4-2

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

Xi

4He12C13C14N16

O

-14-12-10-8-6-4-2

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

-14-12-10-8-6-4-2log( q )

-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

log(

Xi )

-14-12-10-8-6-4-2

-6

-5

-4

-3

-2

-1

0

t= 1134.015 x 106 años t= 2066.350 x 106 años

Teff= 11193 K Teff= 7116 K

Enanas blancas DQ

– p.47/56

Conclusiones

Teoría y observación � H es el elemento más abundante en el universo.

Pero existen estrellas con ausencia o deficiencia de H en sus atmósferas� R Coronae Borealis, CSPNe WR, las estrellas calientes PG1159

Motivación de la tesis � existen muy escasas simulaciones numéricas queexpliquen convincentemente su formación y evolución.

Resultados obtenidos a partir del programa LPCODE desarrollado en elObservatorio de La Plata.

Simulación de la evolución completa de una estrella de masa intermediadesde la secuencia principal hasta WD.

– p.48/56

Resultados aportados:

1 . Evolución completa desde la SP hasta WD, en forma autoconsistente:evolución y química. Los estudios existentes en la literatura no cubren todaslas etapas evolutivas estudiadas aquí de manera integral. Es la primera vezque se calculan WD DB teniendo en cuenta la historia de la progenitora.

2 . Se explora por primera vez la teoría extendida de convección GNA enestrellas de masa intermedia (estrellas masivas Grossman y Taam, 1996).Reproduce aspectos observacionales como el HBB y el

o � "

dredge up

ocurridos durante la AGB. Se predice la formación de estrellas de bajamasa ricas en C en buen acuerdo con las observaciones. Encontramosque la GNA predice para objetos born again edades mucho más cortas(en acuerdo con los objetos Sakurai) que las predichas por la MLT.

– p.49/56

3 . Procesos de difusión durante el régimen de WD � estructura de doblecapa en el perfil químico de la envoltura � DB � importancia en laspulsaciones (Fontaine y Brassard, 2002).

4 . Nuestros resultados indican que el proceso de born again es, en efecto, unmecanismo eficiente para explicar la existencia de WD deficientes en H.

Hemos calculado, en forma completa, la evolución de un modelo estelar! } ~� � � 2.7 M � desde la ZAMS a través de la fase AGB y pérdida de masa,pasando por el escenario de born again hacia la etapa de WD, terminandocomo un remanente de

! � � � 0.5885 M � . Varias etapas evolutivas de difíciltratamiento numérico como son los pulsos térmicos o la fase de born again.

– p.50/56

La inclusión de un esquema dependiente con el tiempo para el tratamientosimultáneo de la evolución nuclear y los procesos de mezcla, permite unestudio detallado de los cambios de abundancias.

De los resultados obtenidos podemos mencionar las siguientes características:

A. En la etapa correspondiente a la existencia del núcleo de He y la fasetérmicamente pulsante observamos:

1 . La ocurrencia del OV durante la quema central de He conduce a unadiscontinuidad en el perfil de O (en muy buen acuerdo con cálculosrealizados por Straniero et al., 2003). El perfil del núcleo de C–O afectamarcadamente al espectro teórico pulsacional de las WD. Lacomparación de las predicciones teóricas con la observación de WDpulsantes, nos permitirá obtener conclusiones sobre la ocurrencia o node episodios de OV en los progenitores de WD.

– p.51/56

2 . Encontramos abundante O en la región de intercapa � consecuenciade la mezcla de OV que tiene lugar durante el pico del pulso térmico� es de importancia en etapas evolutivas posteriores cuando se exponenen la superficie estelar las abundancias de dicha intercapa.

3 . Formación de pequeños reservorios de

��

C y

� �N en la base de la capa

de He puro, después del final de la fase de dredge up. Durante el interpulso,la zona de

��

C es quemada radiativamente, mientras que la zona de

� �

Nes “tragada” por la zona convectiva del flash de He durante el próximopulso térmico � captura de partículas � por los núcleos de

��

C y

� �

N� flujo de � � formación de elementos más pesados que el Fe. Si hayprocesos de mezcla adicionales (más allá Schwarzschild: OV) � hayabundancia de

��

C y

� �N lo suficientemente alta � flujo de � apreciable.

– p.52/56

B. Etapa post-AGB: born again. No ha sido estudiada por otros autores, salvopor Herwig. En esta fase podemos mencionar los siguientes hechos:

1 . La ocurrencia de un pulso térmico muy tardío responsable de la quemade � remanentes en la estrella, reforzando los resultados de Herwig.

2 . Después del born again, nuestros modelos predicen un doble loop� alcanza dimensiones de gigante roja dos veces.La primera vez � evolución rápida hacia la AGB � vuelve al azul� evoluciona más lentamente hacia la AGB, por segunda vez.Interpretación doble loop: La primer vuelta a la AGB � objeto Sakurai.La segunda vuelta a la AGB � FG Sagitae (observado desde 1880incrementando su radio en 3 órdenes de magnitud).

3 . Después del born again

� �He,

��C,

�8O

� (0.306,0.376,0.228),� ��

C,

� �

N,

� �

Ne

� (0.040,0.012,0.021) en acuerdo con abundanciassuperficiales observadas en la mayoría PG1159 deficientes en H.Si se invocan episodios de mezcla extra en la envoltura (OV) � altaabundancia de O. Se encontró elevada abundancia de

� �

N, en acuerdocon lo observado por Dreizler y Heber (1998) en algunas PG1159.

– p.53/56

4 . Gran eficiencia de OV (

c � gf o

) � fracción de masa superficial de� �

N es reducida a

� . 8 y las especies superficiales principales cambian a� �

He,

��

C,

�8

O

� (0.27,0.42,0.277). La abundancia de

�8O obtenida es

bastante más grande que la observada � sólo un OV moderado prediceun buen acuerdo con las observaciones.

5 . Durante la etapa temprana de PG1159 alrededor deo p � . � ! � de��

C es procesado mediante la reacción

��C( � � � �8 O.

C. Con respecto a los efectos del esquema de difusión empleado para loselementos químicos, podemos citar:

1 . Difusión de elementos químicos conduce a una estructura de doble capadurante la evolución de las estrellas DB. En estos remanentes estelarestenemos una capa de He puro que yace sobre una de He, C y O, la cualdescanza sobre el núcleo inerte de C–O.

– p.54/56

Trabajos Futuros

Finalmente, los modelos obtenidos en esta Tesis Doctoral, permitirán a nuestrogrupo de investigación encarar las siguientes cuestiones y aplicaciones:

1 . WD muy luminosas emiten una gran cantidad de neutrinos de las regionescentrales muy calientes � principal mecanismo de enfriamiento durantesus primeras etapas evolutivas � posibilidad de utilizar a las WD paraestudiar propiedades de los neutrinos � mediante WD pulsantesluminosas con períodos de oscilación conocidos con precisión.

2 . Muchas PG1159 pulsan � importante para el estudio de estas estrellasy también de su historia evolutiva previa. Modelos evolutivos desarrolladoscon gran detalle � útiles para estudiar las propiedades pulsacionalesde PG1159 y tratar de entender unos de los problemas no resueltos talescomo la variación temporal del período (

n *

). PG1159-035 con

n *

medido,pero da un

n *

de un orden de magnitud más grande que el teórico �

Posible explicación � pérdida de masa � evolución más rápida �n *

más grande.

– p.55/56

3 . Estudio en detalle de la nucleosíntesis que lleva a la formación deelementos pesados durante el born again. De importancia porquepodríamos compararlo con la formación de elementos pesadosobservada en los objetos Sakurai.

4 . Aspectos evolutivos de las WD DB � requieren conocimiento detalladode la evolución de sus progenitores � la formación de una estructurade doble capa � consecuencias para las propiedades pulsacionalesde las WD variables DBV.

UNLP

– p.56/56