Incertezas en la estratificación química del núcleo de las enanas blancas: impacto sobre las propiedades pulsacionales y determinaciones astrosismológicas de estrellas ZZ Ceti

Abstract

Las estrellas enanas blancas constituyen el destino final más común de la evolución estelar (Althaus et al., 2010b), de hecho, se espera que más del 97 % de las estrellas culminen su vida como enanas blancas. La evolución de estos objetos estelares puede describirse como un proceso de lento enfriamiento que se prolonga por larguísimos períodos de tiempo (miles de millones de años). Debido a que estas estrellas son fósiles muy abundantes y evolucionan tan lentamente, ellas acarrean valiosa información acerca de las propiedades de todas las poblaciones Galácticas (Althaus et al., 2010b; Hansen and Liebert, 2003). En particular, las enanas blancas son conside- radas como relojes cósmicos para inferir la edad de una amplia variedad de poblaciones estelares tales como el disco y halo Galáctico (Garcia-Berro et al., 1988a; Winget and van Horn, 1987) y el sistema de Cúmulos Globulares y Cúmulos Abiertos (Hansen et al., 2007; Winget et al., 2009). Para poder emplear esta clase de estrellas en este amplio abanico de aplicaciones, es necesario disponer de secuencias evolutivas detalladas que respondan a una teoría de evolución precisa, particularmente en lo que respecta a su estructura interna. En este sentido, existen procesos que actúan durante la evolución de las estrellas progenitoras de enanas blancas, encargados de moldear la estructura interna, que no se conocen con total exactitud. En particular, las proporciones exactas de carbono y oxígeno esperadas en el interior de estas estrellas depende fuertemente tanto de la tasa de reacción nuclear que convierte carbono en oxígeno, como de los procesos de mezcla extra que ocurren durante la fase de quema central de helio. Específicamente, la reacción nuclear 12 C(α, γ) 16 O es una de las reacciones más importantes de la astrofísica estelar no solo porque su eficiencia determina el cociente C/O en el interior de las enanas blancas, sino porque afecta la producción de todos los elementos más pesados que el oxígeno, influyendo así en la evolución química de la Galaxia. Además, la proporción de C/O hallada en el interior de las estrellas enanas blancas afecta apreciablemente las determinaciones de los tiempos de enfriamiento (Salaris et al., 2010). Por otro lado, y no menos importante, los procesos de mezcla extra que ocurren durante la fase de quema central de helio y en la fase de pulsos térmicos en la Rama Asintótica de las Gigantes, acarrean incertezas que afectan fuertemente los perfiles químicos de los modelos de estrellas enanas blancas. En este sentido, se espera que las propiedades pulsacionales y determinaciones astrosismológicas obtenidas de los modelos teóricos resultantes de la evolución estelar, estén afectadas por las incertezas en la evolución de los progenitores. Más aún, es esperable que los resultados obtenidos de las propiedades funda- mentales de las partículas elementales, teorías de altas densidades y determinaciones de edades inferidas a través del modelado de estrellas enanas blancas se vean afectadas por tales incertezas. No existe, hasta ahora, un trabajo que evalúe detalladamente el impacto de estas incertezas sobre el espectro de períodos teóricos y sobre las determinaciones astrosismológicas de los parámetros estelares más importantes. Esta es la meta principal de este trabajo de tesis. En los próximos capítulos nos concentraremos en cuantificar el impacto de las actuales incertezas de los principales procesos físicos encargados de modelar el interior estelar, sobre la estructura química resultante en las enanas blancas así como también sus propiedades pulsacionales y astrosismológicas. Los resultados obtenidos responden al cálculo de secuencias evolutivas para estrellas progenitoras de enanas blancas, desde la etapa de secuencia principal hasta la fase de pulsos térmicos y luego la fase de enfriamiento de enana blanca. Los cálculos se basaron en el uso del código de evolución estelar LPCODE el cual posee una descripción física actualizada y apropiada para simular la formación y evolución de estrellas enanas blancas. Para cuantificar el impacto de las incertezas sobre los parámetros estelares de interés, hemos modificado las variables necesarias de acuerdo a la literatura. Específicamente, para el caso de la incerteza en la reacción 12 C +α hemos tenido en cuenta tasas de reacción que contemplan los errores experimentales. Para el caso de los procesos de mezcla extra conocidos como “overshooting”, hemos propuesto dos escenarios: uno en donde adoptamos un parámetro de overshooting estándar (f =0.016) y otro en donde suprimimos por completo este efecto. Finalmente, hemos considerado la ocurrencia de distinta cantidad de pulsos térmicos durante la fase de Rama Asintótica de las Gigantes. Hemos podido cuantificar las variaciones inducidas en los espectros de períodos esperados en estrellas ZZ Ceti para cada una de las incertezas consideradas. En este sentido, hemos concluido que la mayor fuente de incerteza que afecta a los períodos teóricos proviene de la cantidad de pulsos térmicos experimentados por los progenitores de estrellas enanas blancas, siendo los modelos de menor masa los que se ven mayormente afectados. Por otro lado, a partir de ajustes astrosismológicos, cuantificamos las variaciones inducidas sobre los parámetros estelares de mayor importancia como lo son la masa estelar, la masa de la envoltura de hidrógeno y la temperatura efectiva. Hemos encontrado que, si bien los parámetros estelares se ven afectados, la mayor parte de los ajustes astrosismológicos muestran diferencias del orden de los errores observacionales. Por último, y como un primer paso de un trabajo a futuro, se analizaron las propiedades evolutivas y pulsacionales de las estrellas enanas blancas provenientes de progenitores enriquecidos en helio. En este sentido, hemos encontrado que la masa final de los progenitores enriquecidos en helio es marcadamente mayor que la esperada en aquellos progenitores con abundancia de helio inicial estándar.