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 este-lar (Althaus et al., 2010b), se espera que más del 97 % de las estrellas culminen su vida comoenanas blancas. La evolución de estos objetos estelares puede describirse como un proceso delento enfriamiento que se prolonga por larguísimos períodos de tiempo (miles de millones deaños). 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 estelarestales como el disco y halo Galáctico (Garcia-Berro et al., 1988a; Winget and van Horn, 1987) yel 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 necesariodisponer 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 progenitorasde enanas blancas, encargados de moldear la estructura interna, que no se conocen con totalexactitud. En particular, las proporciones exactas de carbono y oxígeno esperadas en el interiorde estas estrellas depende fuertemente tanto de la tasa de reacción nuclear que convierte carbonoen oxígeno, como de los procesos de mezcla extra que ocurren durante la fase de quema central dehelio. Específicamente, la reacción nuclear 12 C(α, γ) 16 O es una de las reacciones más importantesde la astrofísica estelar no solo porque su eficiencia determina el cociente C/O en el interior delas enanas blancas, sino porque afecta la producción de todos los elementos más pesados que eloxígeno, influyendo así en la evolución química de la Galaxia. Además, el cociente de C/O halladoen el interior de las estrellas enanas blancas afecta apreciablemente las determinaciones de lostiempos de enfriamiento (Salaris et al., 2010). Por otro lado, y no menos importante, los procesosde mezcla extra que ocurren durante la fase de quema central de helio y en la fase de pulsostérmicos en la Rama Asintótica de las Gigantes, acarrean incertezas que afectan fuertemente losperfiles químicos de los modelos de estrellas enanas blancas. En este sentido, se espera que laspropiedades pulsacionales y determinaciones astrosismológicas obtenidas de los modelos teóricosresultantes de la evolución estelar, estén afectadas por las incertezas en la evolución de losprogenitores. Más aún, es esperable que los resultados obtenidos de las propiedades fundamentalesde las partículas elementales, teorías de altas densidades y determinaciones de edades inferidasa 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 incerte-zas sobre el espectro de períodos teóricos y sobre las determinaciones astrosismológicas de losparámetros estelares más importantes. Esta es la meta principal de este trabajo de tesis. Enlos próximos capítulos nos concentraremos en cuantificar el impacto de las actuales incertezasde los principales procesos físicos encargados de modelar el interior estelar, sobre la estructu-ra química resultante en las enanas blancas así como también sus propiedades pulsacionales yastrosismológicas.Los resultados obtenidos responden al cálculo de secuencias evolutivas para estrellas proge-nitoras de enanas blancas, desde la etapa de secuencia principal hasta la fase de pulsos térmicosy luego la fase de enfriamiento de enana blanca. Los cálculos se basaron en el uso del códigode evolución estelar LPCODE el cual posee una descripción física actualizada y apropiada parasimular la formación y evolución de estrellas enanas blancas. Para cuantificar el impacto de lasincertezas sobre los parámetros estelares de interés, hemos modificado las variables necesarias deacuerdo a la literatura. Específicamente, para el caso de la incerteza en la reacción 12 C +α hemostenido en cuenta tasas de reacción que contemplan los errores experimentales. Para el caso delos 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 dondesuprimimos por completo este efecto. Finalmente, hemos considerado la ocurrencia de distintacantidad de pulsos térmicos durante la fase de Rama Asintótica de las Gigantes.Hemos podido cuantificar las variaciones inducidas en los espectros de períodos esperados enestrellas ZZ Ceti para cada una de las incertezas consideradas. En este sentido, hemos concluidoque la mayor fuente de incerteza que afecta a los períodos teóricos proviene de la cantidadde pulsos térmicos experimentados por los progenitores de estrellas enanas blancas, siendo losmodelos de menor masa los que se ven mayormente afectados. Por otro lado, a partir de ajustesastrosismológicos, cuantificamos las variaciones inducidas sobre los parámetros estelares de mayorimportancia como lo son la masa estelar, la masa de la envoltura de hidrógeno y la temperaturaefectiva. Hemos encontrado que, si bien los parámetros estelares se ven afectados, la mayor partede 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 evo-lutivas y pulsacionales de las estrellas enanas blancas provenientes de progenitores enriquecidosen helio. En este sentido, hemos encontrado que la masa final de los progenitores enriquecidos enhelio es marcadamente mayor que la esperada en aquellos progenitores con abundancia de helioinicial estándar.