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Asociación Argentina de Astronomı́a
BAAA, Vol. 52, 2009
J.J. Clariá, E. Brandi, A.E. Piatti & F.A. Bareilles, eds.
PRESENTACIÓN ORAL
Evolución de enanas blancas de baja masa ricas en metales
A. D. Romero1,2 , J. A. Panei1,2 y L. G. Althaus1,2
(1) Fac. de Cs. Astronómicas y Geofı́sicas - UNLP
(2) Instituto de Astrofı́sica La Plata (IALP)
Abstract. Over the past years, low mass white dwarf (WD) stars were
detected in metal-rich clusters, at very low luminosities, for example in
NGC 6791. In order to obtain models appropriate to study this stars, we
compute a set of helium WD evolutionary sequences with metallicity values of Z = 0.03, 0.04 and 0.05 for the progenitors, taking into account the
evolution during the pre-WD stage. Particularly, we analyze the impact
of residual hydrogen burning and chemical diffusion and gravitational
settling in the WD evolution, specially in the cooling times.
Resumen. En los últimos años se han detectado estrellas enanas blancas (EBs) de baja masa en cúmulos ricos en metales hasta luminosidades
bajas, como por ejemplo en NGC 6791. Con el fin de obtener modelos
apropiados para el estudio de estas estrellas, calculamos una serie de secuencias evolutivas de estrellas EBs con núcleos de helio para progenitores
con metalicidad Z = 0.03, 0.04 y 0.05, teniendo en cuenta la evolución
en etapas previas. En particular, estudiamos el impacto de la combustión
nuclear residual de hidrógeno y de procesos de difusión quı́mica y asentamiento gravitacional, sobre la evolución en la etapa de EB y, en especial,
sobre los tiempos de enfriamiento.
1.
Introducción
Las estrellas enanas blancas (EBs) son reprensentativas de la población general
dado que más del 97 % de las estrellas finalizan sus vidas como EBs. En particular, estas estrellas pueden usarse como relojes cosmológicos, dado que: (I) existe
una relación directa entre la luminosidad y la edad de la estrella; (II) poseen una
distribución en masa con poca dispersión en el rango 0.15≤ MEB /M⊙ ≤1.36,
con un valor medio de < M > = 0.59M⊙ , y (III) poseen envolturas libres de
metales, lo que permite que la evolución de la estrella en la fase de enana blanca
sea independiente de la metalicidad del progenitor (Winget & Kepler 2008).
También podemos estudiar las propiedades de cúmulos a partir de su población de estrellas EBs. Como es sabido, en un cúmulo podemos suponer que
todas las estrellas se encuentran a la misma distancia y nacen del mismo evento
de formación estelar, por lo que exhiben una pequeña dispersión en edad. En
particular, puede obtenerse la edad del cúmulo en cuestión ajustando la función
luminosidad mediante modelos teóricos de EBs. Este método es independiente
del método del turn-off de la Secuencia Principal.
37
38
A. D. Romero et al.
Entre los cúmulos abiertos ricos en metales se destaca NGC 6791, un agregado con metalicidad suprasolar (Z ≃ 0.04), muy masivo y con una edad de ∼
8.5 Gyr (Origlia et al. 2006). Sin embargo, Bedin et al. (2005) obtuvieron para
este cúmulo una edad de 2.4 Gyr, ajustando la función luminosidad con modelos
teóricos de EBs con núcleo de C/O. En los últimos tres años se han propuesto
varias soluciones posibles a esta discrepancia. En particular, Hansen (2005) propuso utilizar modelos de EBs con núcleo de He para realizar los ajustes. Estas
estrellas son el resultado de la evolución de estrellas de baja masa, que sufren
fuertes pérdidas de masa durante el ascenso por la Rama Gigante, evitando ası́
el flash de helio. También se propuso la existencia de fuentes adicionales de energı́a que producirı́an un retraso en el enfriamiento. Por ejemplo, la liberación
de energı́a gravitacional proveniente de la difusión del 22 Ne en EBs con núcleo
de C/O (Garcı́a-Berro et al. 2008). Finalmente, en dos trabajos de Bedin et al.
(2008a) y Bedin et al. (2008b) se propone considerar la presencia de EBs masivas
con núcleos de He (>0.45 M⊙ ) o sistemas binarios de tipo EB-EB para el ajuste de la función luminosidad. Siguiendo la lı́nea planteada por Hansen (2005),
calculamos una serie de secuencias evolutivas para estrellas EBs con núcleo de
He, a partir de progenitores de metalicidad supra-solar1 .
Aquı́ estudiamos el impacto sobre los tiempos de enfriamiento de dos procesos que ocurren en las EBs: la existencia de una fuente de combustión nuclear
residual estable, presente como una capa de hidrógeno en combustión que rodea
al núcleo y la presencia de difusión quı́mica y asentamiento gravitacional.
2.
Cálculos evolutivos
Comenzamos calculando la evolución de una estrella aislada con un modelo de 1
M⊙ en la Secuencia Principal de Edad Cero. Aplicando distintas tasas de pérdida
de masa durante el primer ascenso por la Rama Gigante, obtuvimos modelos
de estrellas EBs con distintas masas. Para los cálculos evolutivos utilizamos el
código de evolución estelar LPCODE (para más detalles ver Althaus et al. 2005).
El código LPCODE está basado en un tratamiento elaborado de los cambios en
la composición quı́mica presentes durante toda la evolución, descritos mediante
un esquema dependiente del tiempo que considera simultáneamente la evolución
nuclear y los procesos de mezcla, dados por la convección y los procesos difusivos.
El rango de masas explorado fue 0.2≤ M∗ /M⊙ ≤0.46, con Z = 0.03, 0.04 y 0.05.
Para un subconjunto de secuencias, calculamos la etapa de EB suprimiendo
alternativamente la combustión nuclear de hidrógeno y la difusión dentro de la
estrella, para fines comparativos que se detallan en la sección siguiente.
3.
Resultados
Comenzamos analizando la importancia de las fuentes de combustión nuclear
residual en la energética de la estrella. En la figura 2a graficamos la luminosidad
superficial y la debida a la combustión de hidrógeno en función de la edad, para
una secuencia de masa 0.30451 M⊙ y metalicidad Z = 0.05, en el caso donde
no se considera difusión (secuencia de referencia). Se observa que, en etapas
tempranas de enfriamiento, la luminosidad proveniente de la quema residual
1
Los modelos estelares presentados en Hansen (2005) no consideran la evolución pre-EB.
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Evolución de enanas blancas de baja masa ricas en metales
-1.5
Log(L
)
Lo
-2.5
-3
-3.5
g(
-4
L
p-
p
+L
CN
O
-6
(a)
-4.5
)
0
-2
2
4
6
8
Edad [Gyr]
10
12
4
(b)
2
log(L/Lsun)
log(L), log(Lp-p+LCNO)
-4
log(L/Lsun)
-2
con dif/ con quema de H
sin dif / con quema de H
sin dif / sin quema de H
-2
(a)
-4
0
-2
-4
-6
0
2
4
6
8
Edad [Gyr]
10
12
Figura 1. Luminosidades total y debida a la combustión de hidrógeno vs.
edad para el caso donde se suprime la
difusión (a) y para el caso donde se
incluye difusión quı́mica (b).
sin difusion
con difusion
(b)
4.5
4
log(Teff)
3.5
Figura 2. (a) Luminosidad vs. edad
para la secuencia de referencia (ver detalles en la figura).(b) Diagrama HR para la secuencia de 0.30451 M⊙ y
Z=0.05 para los casos con y sin difusión. La evolución previa a la etapa de
flashes se indica con lı́nea punteada.
estable, es la contribución dominante a la luminosidad total de la estrella. Este
efecto se hace más pronunciado a medida que la masa y la metalicidad decrecen.
Para estudiar la influencia de la combustión residual en los tiempos de enfriamiento, en la figura 1a graficamos la luminosidad superficial en función de
la edad para la secuencia de referencia, para los casos donde la combustión
nuclear estable está presente y donde se suprimió artificialmente la quema de
hidrógeno dentro de la estrella (lı́neas a trazos y de puntos respectivamente).
En estos casos no se considera difusión. A partir de la figura 1a vemos que la
presencia de fuentes de quemazón nuclear residual estable produce un retraso en
el enfriamiento de las EBs. Para la secuencia de referencia, a una luminosidad de
log(L/L⊙ ) ∼ −3.5, la edad es de ∼ 6 Gyr y ∼ 2.5 Gyr para los casos con y sin la
presencia de combustión de H, respectivamente. Este efecto es más pronunciado
cuando la masa o la metalicidad de la estrella aumenta, como se espera.
En presencia de asentamiento gravitacional, los elementos más pesados se
hunden y los elementos livianos permanecen en la envoltura, dando lugar a una
superficie libre en metales. Además, la distribución más interna del perfil de
hidrógeno se difunde quı́micamente a regiones más internas de la estrella, donde
las temperaturas son más altas. Cuando el H difundido alcanza la cáscara de
H en combustión en la base de la envoltura, éste se quema en forma inestable
y violenta liberando una gran cantidad de energı́a. Este proceso, denominado
flash, obliga a la estrella a tomar una configuración de gigante y se mueve en el
40
A. D. Romero et al.
diagrama H-R hacia Teff bajas, para luego retomar la curva de enfriamiento de
las EBs. Esto se observa en la figura 1b, donde graficamos el camino evolutivo
en el plano log(L/L⊙ ) − Teff .
La ocurrencia de flashes también se observa cuando no se consideran procesos difusivos, debidos a inestabilidades térmicas, pero para un rango de masas
por debajo de ∼ 0.25M⊙ . La presencia de difusión extiende este rango hasta
∼ 0.40M⊙ . Con cada flash se consume una cantidad apreciable de masa de la
envoltura, dando lugar a modelos con envolturas más delgadas en el caso donde
se consideran procesos de difusión quı́mica. La ocurrencia de flashes también
tiene consecuencias en la energética de la estrella y, en particular, en los tiempos
de enfriamiento. En la figura 2b graficamos la luminosidad total y la debida a la
combustión de H en función de la edad, para la secuencia de referencia. Como
vemos, la combustión nuclear ya no es dominante como sucedı́a en ausencia de
procesos difusivos. Como resultado, los tiempos de enfriamiento (figura 1a, lı́nea
llena) son mucho más cortos en presencia de procesos difusivos. Por ejemplo, para log(L/L⊙ ) ∼ −3.5, tenemos una diferencia de 2.4 Gyr en la edad. Por último,
si consideramos el caso donde no ocurre difusión y se suprime artificialmente la
combustión de H, se obtiene un resultado similar al caso con difusión y quema
nuclear estable.
4.
Conclusiones
En este trabajo analizamos el impacto de la combustión nuclear residual y los
procesos difusivos en el enfriamiento de estrellas EBs de baja masa con núcleos
de He. Para las secuencias donde no se considera difusión, observamos que la
energı́a liberada por la combustión residual de H es la contibución dominante a
la luminosidad total de la estrella, en las etapas tempranas de enfriamiento. La
presencia de esta fuente de energı́a adicional, ademas del calor almacenado en
los iones, retrasa el enfriamiento de la estrella.
Al considerar difusión, se observa la ocurrencia de flashes termonucleares
para secuencias con masas . 0.4 M⊙ , dando lugar a envolturas más delgadas que
en el caso donde se desprecian los procesos difusivos. La combustión nuclear no
contribuye significativamente a la luminosidad de la estrella y el enfriamiento es
más rápido. Entonces, la presencia de difusión inhibe el impacto de la combustión
residual de H sobre los tiempos de enfriamiento.
Referencias
Althaus, L.G., Serenelli, A.M, Panei, J.A., et al. 2005, A&A, 435, 63
Bedin, L. R., Salaris, M, et al. 2005, ApJ, 624, L45
Bedin, L. R., King, I. R., Anderson, J. et al. 2008a, ApJ, 678, 1279
Bedin, L. R., Salaris, M., Piotto, G. et al. 2008b, ApJ, 679, L29
Garcı́a-Berro, E., Althaus, L. G., Córsico, A. H. & Isern, J., 2008, ApJ, 677, 473
Hansen, B. M. S., 2005, ApJ, 155, 551
Origlia, L., Valenti, E., Rich, R. M. & Ferraro F. R., 2006, ApJ, 640, 499
Winget, D.E. & Kepler S. O., 2008, ARA&A, 46, 157