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Asociación Argentina de Astronomı́a
BAAA, Vol. 53, 2010
J.J. Clariá, M.V. Alonso, A.E. Piatti & F.A. Bareilles, eds.
PRESENTACIÓN ORAL
Formación de estrellas deficientes en hidrógeno mediante
flashes tardı́os del helio
M. M. Miller Bertolami1,2
(1) Instituto de Astrofı́sica La Plata, UNLP-CONICET
(2) Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofı́sicas - UNLP
Abstract. This manuscript briefly describes the PhD thesis of the author. The aim of this thesis is the study of the formation and evolution
of hydrogen deficient stars as a consequence of late helium flashes. These
flashes lead either to the dilution or burning of the remaining hydrogen
in the star, thus leading to stars with photospheric hydrogen deficiencies.
Resumen. Este artı́culo describe brevemente el trabajo de tesis doctoral del autor. El objetivo de esta tesis es el estudio de la formación y
evolución de estrellas deficientes en H por medio de flashes del He (pulsos
térmicos o flashes en el núcleo de He) que ocurren cuando la estrella ya
no es una gigante roja. Estos flashes producen la dilución o quema del H
remanente de la estrella, dando como resultado abundancias superficiales
deficientes en H.
1.
Breve reseña histórica1
La estrella R Coronae Borealis (RCrB) fue la primera estrella deficiente en
hidrógeno (EDH) en llamar la atención, cuando en 1795 Pigott registró la súbita
desaparición de la estrella. Un siglo más tarde, Ludendorff (1908) compiló una
lista de curvas de luz de estrellas tipo RCrB, la cual abarcaba más de 62 años y
35 observadores. Al mismo tiempo, algunos indicios de la composición quı́mica
inusual de estos objetos empezaba a aparecer. Sin embargo, la idea de que algunas estrellas podrı́an carecer de importantes cantidades hidrógeno (H) no gozó
de gran aceptación hasta la mitad del siglo XX, cuando la evidencia de esto se
hizo irrefutable (ver Jeffery 2008). En los siguientes 40 años, los relevamientos
espectroscópicos de baja dispersión realizados desde tierra permitieron el descubrimiento sistemático de estrellas deficientes en H (por ejemplo, tipo RCrB,
estrellas extremas en helio de tipo B -denominadas EHe- o enanas blancas DB).
Más tarde, con el advenimiento de telescopios en el UV y RX, se produjo el descubrimiento masivo de objetos que hoy se sabe son extremadamente deficientes
en H (estrellas enanas blancas DO y pre-enanas blancas tipo PG1159). A su vez,
el descubrimiento de estos objetos puso en evidencia que la deficiencia en H es
un fenómeno relativamente común y presente en diferentes tipos de estrellas. La
gran variedad de excesos y deficiencias de H, He, C, N y O entre los diferentes
1
Basada en la reseña de Jeffery 2008.
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tipos de EDH, pone de manifiesto que cada grupo de EDH corresponderı́a a
diferentes etapas en la vida de estrellas muy diversas. En la figura 1 se mues-
Figura 1. Valores tı́picos de Teff y g para algunos tipos comunes de estrellas
deficientes en H [basado en Jeffery (2008)].
tran esquemáticamente los valores caracterı́sticos de Teff y g de algunos tipos
de EDH. El análisis de la posibilidad de que algunos de estos grupos de EDH
estén conectados evolutivamente, requiere de un estudio muy detallado de sus
propiedades quı́micas, como ası́ también de un estudio sistemático de los posibles
canales evolutivos y de formación por medio del modelado numérico.
Esta tesis está enfocada en gran parte al estudio de posibles canales de
formación de EDH compactas y calientes (estrellas PG1159, DO, DB, He-sdO,
He-sdB, las cuales serı́an el resultado de la evolución de algunas estrellas de
masas bajas o intermedias (0,8M⊙ < M⋆ < 7M⊙ ). Los escenarios propuestos
para obtener abundancias fotosféricas deficientes en H son tan variados como
variada es su composición superficial. Los mecanismos más aceptados para la
formación de EDH de masas bajas son: posibles fusiones (“mergers”) de enanas
blancas en sistemas binarios muy evolucionados, fuertes episodios de pérdida de
masa en evolución aislada o binaria, flashes de la capa quemadora de He en la
evolución posterior a la salida de la rama asintótica de las gigantes (AGB) o
flashes del núcleo de He en la evolución posterior a la salida de la primera rama
de las gigantes (RGB). Los últimos dos escenarios son el objeto de estudio de
esta tesis.
Formación de estrellas deficientes en H mediante flashes tardı́os del He
Figura 2. Boceto de la evolución tı́pica en un diagrama HR de los diferentes
tipos de pulsos térmicos tardı́os (post-AGB).
2.
2.1.
Escenarios para la formación de EDH en estrellas aisladas
Pulsos térmicos Post-AGB (estrellas AGB renacidas)
La pérdida de masa durante la fase de los pulsos térmicos en la AGB alcanza
valores muy grandes (Ṁ ∼ 10−5 M⊙ /año). Esto lleva a que la envoltura rica
en H de la estrella disminuya progresivamente su masa y finalmente la estrella
abandone la AGB, para transformarse en una estrella central de nebulosa planetaria y luego en una enana blanca. Dado que las capas ardientes no son muy
sensibles a lo que ocurre por encima de ellas sino principalmente al estado del
núcleo por debajo, tanto la capa que quema H como la que quema He en las
estrellas AGB, no alteran significativamente su evolución mientras la masa de
la envoltura disminuye desde algunas M⊙ hasta unos pocos centésimos de masa
solar. Como consecuencia, la evolución de la capa que quema He a través de su
ciclo de pulsos térmicos, continúa aún después de haber abandonado la AGB.
Como la evolución desde la salida de la AGB hasta el comienzo de la etapa de
enana blanca posee una duración comparable al perı́odo entre pulsos térmicos,
es posible que ocurra un último pulso térmico en la evolución post AGB de la
estrella, e incluso durante la etapa inicial de su evolución como enana blanca.
En estos casos, la inyección repentina de energı́a que genera el flash produce un
rápido regreso de la estrella a la estructura de estrella gigante, lo que se conoce
como estrella AGB renacida (Iben 1984). Dependiendo de la fase en el ciclo de
los pulsos térmicos en que la estrella abandone la AGB, tres tipos de pulsos
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térmicos tardı́os pueden identificarse: VLTP, LTP y AFTP (Blöcker 2001, ver
figura 22 ). En lo que sigue haremos una descripción breve de estos escenarios.
Pulso térmico muy tardı́o (VLTP) Ocurre cuando las estrellas abandonan
la AGB relativamente lejos del momento del flash, de manera que el pulso térmico
recién se desarrolla cuando la estrella está entrando en la etapa de enana blanca,
luego del “codo” en el diagrama HR (ver figura 2). En este caso, la estrella
evoluciona primero como una estrella central de nebulosa planetaria rica en H y
el flash de He ocurre recién cuando la luminosidad de la estrella ha caı́do más
de un órden de magnitud. Esta caı́da en la luminosidad de la estrella se debe
a que la capa que quema H se apaga. La quema de H durante la TP-AGB es
la causante de la barrera de entropı́a en la interfase H-He que evita el contacto
entre la zona convectiva producida por el flash (ZCPT) y el material rico en H.
Cuando ocurre el pulso térmico muy tardı́o, la barrera de entropı́a en interfase
H-He no es suficientemente importante y la ZCPT alcanza el material rico en
H. El H es arrastrado por la convección hacia regiones internas muy calientes y
ricas en 12 C donde es violentamente quemado y, rápidamente, el objeto regresa a
la AGB como un objeto extremadamente deficiente en H. Finalmente, la estrella
vuelve a abandonar la AGB, pero ahora convertida en una estrella deficiente en
H (probablemente tipo [WC]), para luego transformarse en una enana blanca
deficiente en H (DO, DB). Las abundancias quı́micas predichas en este escenario
están caracterizadas por una mezcla de las abundancias tı́picas de la región,
entre la capa que quema H y aquélla que quema H (de ahora en más; REC) y
los productos de la quema violenta del H.
Pulso térmico tardı́o (LTP) Ocurre cuando la estrella abandona la AGB
en una fase más avanzada que en el caso del VLTP, y el flash del He se produce
cuando la estrella está aún evolucionando horizontalmente en el diagrama HR
(ver figura 2). Durante esta etapa, la capa que quema H en He está aún activa
y, por lo tanto, existe una barrera de entropı́a significativa en la interfase H-He.
Esto evita que la ZCPT penetre en la envoltura rica en H y no ocurra ninguna
quema del H de la envoltura. De hecho, el LTP no produce ninguna deficiencia
de H en modelos con un tratamiento estándar de las regiones convectivas (e.g.,
Blöcker 1995). Sin embargo, Blöcker (2001) mostró que en modelos que incluyen
”overshooting” en la ZCPT, es posible obtener estrellas deficientes en H. La
incorporación de la mezcla extra dada por el ”overshooting” en la ZCPT, lleva al
desarrollo de pulsos térmicos más intensos y, por lo tanto, facilita el dragado del
material de la REC a la superficie (Herwig et al. 1997)3 . A diferencia de los pulsos
térmicos en la AGB, en el caso de un LTP, la masa de la envoltura rica en H
remanente es mucho menor que la masa dragada desde el interior, luego del pulso
térmico. Esto hace que el resultado del episodio sea una dilución de la envoltura
2
En realidad una de las variedades, AFTP, no es estrictamente un pulso térmico post-AGB ya
que el mismo ocurre cuando la estrella está abandonando la AGB.
3
Estos episodios de dragado convectivo del material del interior a la superficie durante la TPAGB son denominados episodios de “third dredge-up”, para distinguirlos de otros dos episodios
de dragado convectivo que pueden ocurrir en estrellas de masas bajas e intermedias, durante
la evolución previa
Formación de estrellas deficientes en H mediante flashes tardı́os del He
Figura 3. Esquema de la evolución en un diagrama HR de los diferentes
tipos flashes tardı́os (post-RGB) en el núcleo de He.
rica en H en una masa mucho más grande de material procesado proveniente
de la REC. Esta dilución ocurre cuando la estrella regresa a la AGB y vuelve a
desarrollarse una envoltura convectiva, diluyendo el H del remanente post-AGB
en regiones más internas de la estrella. La estrella se transforma entonces en
una estrella deficiente en H, con una abundancia de H del orden del ∼ 5 % en
fracción de masa (Blócker 2001). Finalmente, la estrella abandonará la AGB y
evolucionará como una estrella central de nebulosa planetaria con una superficie
rica en He y con H cerca del lı́mite de detección en objetos calientes compactos.
Pulso térmico a la salida de la AGB (AFTP) Es similar a un LTP. La
única diferencia reside en que en este caso el pulso térmico ocurre justo en el
momento en que la estrella está abandonando la AGB y la masa de la envoltura
es significativamente mayor que en el caso del LTP. Como consecuencia, el fenómeno de dilución es menor y la abundancia superficial final es intermedia a
aquélla de la REC y de la envoltura rica en H. Este escenario predice entonces
deficiencias moderadas de H y no es analizado en esta tesis.
2.2.
Flashes tardı́os (post-RGB) del núcleo de He
Existen indicios observacionales de que la pérdida de masa en la RGB de las
poblaciones ricas en metales podrı́a ser bastante más alta de lo que se supone
(Kalirai et al. 2008, Yi y Yoon 2004). Por otra parte, las estrellas que forman
la rama de las gigantes en cúmulos globulares viejos y de baja metalicidad (de
edades ∼ 12× 109 años) poseı́an, en la secuencia principal de edad cero (ZAMS),
masas iniciales de ∼ 0, 85 M⊙ , por lo que la pérdida de tan sólo ∼ 0, 4 M⊙ en
la RGB, serı́a suficiente para que perdiesen toda su envoltura rica en H. Esto
lleva a que no sea descabellado pensar que puedan existir estrellas, tanto en
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poblaciones ricas como pobres en metales, que perdiesen casi toda su envoltura
rica en H durante la RGB, abandonándola antes de sufrir el flash de He en el
núcleo. Si esto ocurre, una vez que la estrella abandona la RGB, la capa que
quema H sigue activa hasta la etaba de enana blanca y, por lo tanto, el núcleo
de He sigue aumentando su masa. Consecuentemente, la temperatura del núcleo
sigue creciendo y puede ocurrir que, si la estrella abandona la RGB con una
temperatura cercana a la necesaria para el desarrollo del flash de He (HeCF), se
desate el HeCF cuando la estrella evoluciona desde la RGB hacia la región de las
enanas blancas (Castellani y Castellani 1993). Como consecuencia, la estrella es
enviada a lo largo de un rápido bucle en el diagrama HR, hasta que finalmente
(∼ 2 × 106 años después) se asienta cerca del extremo azul de la rama horizontal,
donde ésta se cruza con la llamada “secuencia principal” de estrellas de He puro
—ver Kippenhahn y Weigert 1990 para la descripción de ésta y otras secuencias
principales. Según el momento de la evolución post-RGB en el que ocurre el
flash, es posible que el resultado final sea una estrella deficiente en H (Sweigart
1997). D’Cruz et al. (1996) han separado estos flashes tardı́os según produzcan
una estrella deficiente en H o no en: tempranos, aquéllos que ocurren más cerca
del momento de salida de la RGB y que no producen estrellas deficientes en H,
y tardı́os, aquéllos en los que el resultado es una estrella deficiente en H. En el
trabajo de Lanz et al. (2004) se propone, además, una interesante subclasificación
de aquellos eventos que llevan a la formación de estrellas deficientes en H en
eventos con “mezcla profunda” y con “mezcla superficial”, según el mecanismo
mediante el cual esta deficiencia de H es alcanzada. En la figura 3 se muestran
esquemáticamente diagramas HR de la evolución tı́pica durante dichos eventos.
Hot Flashers de mezcla profunda (DM) Ocurren cuando la estrella postRGB sufre el HeCF estando ya en la etapa de enfriamiento como enana blanca.
En estas circunstancias, la barrera de entropı́a en la zona de la transición H-He
es muy leve o inexistente, debido a que la quema de H en capas está casi extinta
al momento del flash. Por lo tanto, la creciente zona convectiva desatada por el
HeCF entra en contacto con la envoltura rica en H, arrastrando el material al interior donde se quema con el 12 C ya producido por el HeCF. El contenido de H en
la estrellas es reducido órdenes de magnitud, debido a la quema del H. El resultado (según Cassisi et al. 2003) es una estrella deficiente en H, con abundancias
superficiales de [H/He/C/N/O]∼ [4 × 10−4 /0, 96/0, 029/0, 007/3, 5 × 10−5 ].
Hot Flashers de mezcla superficial (SM) Ocurre cuando el flash se desata
con la capa quemadora de H levemente activa, entonces la barrera de entropı́a
presente en la transición H-He es más alta que en el caso anterior y la zona
convectiva desarrollada durante el HeCF no entra en contacto inmediato con la
envoltura rica en H. Sólo algunos años más tarde, cuando la zona convectiva se
ha separado en varias partes, la más externa de estas zonas convectivas penetra
en la envoltura rica en H. Esto produce la dilución del material rico en H, pero no
su quema, ya que la temperatura en la base de esta zona convectiva es muy baja
para quemar el H. Este escenario lleva a que la estrella adquiera una deficiencia
moderada en H. Se forma una EDH con abundancias tı́picas reportadas por Lanz
et al. (2004) de [H/He/C/N/O]∼ [0, 48/0, 50/0, 008/0, 005/−].
Formación de estrellas deficientes en H mediante flashes tardı́os del He
3.
Resultados principales
En lo que sigue describiremos brevemente los resultados principales de esta tesis.
El lector interesado en los detalles de la misma o en las caracterı́sticas del modelado numérico, puede encontrarlos en Miller Bertolami (2009).
Pulsos térmicos muy tardı́os (VLTP) Durante el trabajo de tesis se realizaron numerosas simulaciones del escenario de VLTP, mediante calculos hidrostáticos 1D. Dichas simulaciones abarcaron una gran cantidad de parámetros
fı́sicos y numéricos del problema. En particular, se han estudiado los efectos
sobre las escalas de tiempo de retorno a la AGB de los gradientes quı́micos, la
mezcla extra en los bordes convectivos, la resolución temporal adoptada y la
masa del remanente que sufre el VLTP. Además de esto, se realizó una descripción detallada de la evolución durante y luego de un VLTP, con énfasis en el
desarrollo de la quema violenta de protones que ocurre durante el mismo. Los
resultados obtenidos han sido comparados con las numerosas determinaciones
del objeto VLTP mejor estudiado (V4334 Sgr). Aunque no esperamos que nuestros modelos simples reproduzcan exactamente las propiedades observadas en
estrellas VLTP reales (como V4334 Sgr y V605 Aql), un análisis de la validez de
las hipótesis realizadas muestran que ciertas propiedades de los modelos, como
la escala de tiempo de retorno a la AGB y la evolución post-VLTP previa a
alcanzar dimensiones gigantes, no deben estar muy lejos de la realidad.
Uno de los principales resultados de esta tesis es haber mostrado que es
posible reproducir, a grandes rasgos, la evolución observada en V4334 Sgr, sin
la incorporación de ningun parámetro libre extra en el tratamiento de la convección. En especial, hemos mostrado que las caracteristicas de V4334 Sgr, antes
e inmediatemente después a su erupción, pueden reproducirse de manera muy
satisfactoria como la evolución post VLTP de una secuencia de M ∼ 0, 56M⊙
si se adopta una distancia de 3-4 kpc para esta estrella. El hecho de que esta distancia sea similar a las determinadas mediante varios métodos diferentes
(Kimeswenger 2002) es gratificante. En especial, el hecho de que estos modelos sin ningún parámetro libre reproduzcan mejor y de manera más consistente
la evolución durante la erupción que el modelo presentado por Hajduk et al.
(2005), donde las velocidades de mezcla fueron elegidas para describir la evolución observada, constituye un fuerte indicio de que no hay razones para las
modificaciones de las velocidades de mezcla. El principal inconveniente de nuestros modelos es que son incapaces de reproducir el recalentamiento observado
en V4334 Sgr por van Hoof et al. (2007). Esto no debe ser utilizado para invalidar el buen acuerdo con las observaciones en las etapas previas, ya que varias
de las hipótesis del modelado son inadecuadas, una vez que la estrella adquiere
su configuración expandida a muy bajas temperaturas. Por otra parte, esta discrepancia podrı́a resolverse mediante la utilización de una tasa de pérdida de
masa de ∼ 1 × 10−3 M⊙ año−1 , lo que no está muy lejos de los valores inferidos
para V4334 Sgr luego de su regreso a la AGB.
Otro de los resultados principales de este trabajo es haber encontrado la
existencia de una masa crı́tica para el remanente, por encima de la cual, la
expansión rápida debida a la quema de protones durante un VLTP no es posible.
Este resultado muestra que la masa del remanente es una propiedad esencial a la
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hora de comparar los resultados numéricos con las inferencias observacionales.
El valor exacto de la masa crı́tica resulta en nuestras simulaciones de ∼ 0, 6 M⊙
aunque su valor exacto dependerá de un tratamiento detallado de la mezcla y
quema de protones. Hemos dado además una explicación analı́tica sencilla de
porqué existe dicha masa crı́tica; remanentes de masas mayores no poseen un
contenido de H suficiente como para que su quema libere la energı́a necesaria
para expandir las regiones más externas de la estrella.
Pulsos térmicos tardı́os (LTP) Hemos realizado simulaciones de secuencias que sufren un LTP e incluyen los efectos de la mezcla más allá del borde
convectivo formal dado por el criterio de Schwarzschild-Ledoux. Corroboramos
los resultados de Blöcker (2001), los cuales indican que, en estos casos, es posible alcanzar la deficiencia en H mediante la dilución de la envoltura rica en H,
durante procesos de dragado del material del interior estelar. Como resultado
de estos procesos, la estrella se vuelve deficiente en H al retornar a la AGB,
cuando el objeto está muy extendido. Este escenario predice que el regreso a la
AGB ocurre en escalas de tiempo de siglos. En particular, la evolución de la Tef
en las dos secuencias simuladas son muy similares a la observada en el objeto
FG Sge por (Gautschy y van Genderen 1995). Nuestros modelos sugieren que
la deficiencia en H se alcanza a medida que la estrella continua expandiéndose
y volviéndose más roja. Esto último está en contradición con los resultados de
Blöcker (2001), aunque en acuerdo con lo observado en FG Sge. Cabe destacar
que a pesar de este acuerdo en la abundancia de H, existen diferencias significativas entre nuestras simulaciones y las observaciones en lo que respecta al 12 C,
ya que el enriquecimiento de éste acompaña la deficiencia en H en las simulaciones, algo que no es observado en FG Sge. A pesar de ello, nuestros resultados
confirman que FG Sge parece ser un objeto post-LTP.
Evolución posterior a un VLTP/LTP Nuestras secuencias post-LTP y
post-VLTP predicen que estos objetos deberı́an evolucionar, luego de abandonar
nuevamente la AGB, hacia la etapa de estrellas PG1159. Los modelos calculados
de objetos post-LTP y post-VLTP poseen abundancias similares a las observadas
en estrellas PG1159. La diferencia esencial entre las abundancias predichas por el
escenario LTP y el escenario VLTP, es la presencia de H en las primeras (aunque
por debajo del lı́mite de detección). De manera que nuestros modelos sugieren la
existencia de estrellas PG1159 que posean H en sus atmósferas, pero por debajo
del lı́mite de detección. A pesar de que el H no puede ser detectado, existe otro
elemento que podrı́a servir para distinguir el origen de una dada estrella PG1159,
el N. Debido a que durante un LTP no ocurre quema violenta del H, no se produce
N y las estrellas PG1159 provenientes de un LTP poseerı́an abundancias de N
significativamente menores a las resultantes durante un VLTP. Esto sugiere que
la dicotomı́a observada por Dreizler y Heber (1998) en la abundancia de N en
estrellas PG1159, es un claro indicador de un origen mixto (LTP y VLTP) para
estos objetos.
Finalmente, nuestras simulaciones demuestran que, mientras es de esperar
que la mayorı́a de los objetos post-VLTP terminen como estrellas enanas blancas
DO y DB, los objetos post-LTP se transforman finalmente en estrellas enanas
blancas DA, con envolturas de H tres órdenes de magnitud más delgadas que
Formación de estrellas deficientes en H mediante flashes tardı́os del He
las predichas por la evolución estelar canónica. Esto se debe a que gran parte
del H contenido en la envoltura de la estrella post-AGB, antes del LTP, es
transportado hacia el interior de la estrella durante los procesos de dragado
en la evolución que sigue al LTP. Cuando la estrella se contrae hacia la etapa
de enana blanca, el calentamiento del interior de la estrella produce la quema
del H que fue llevado al interior, disminuyendo el contenido de H de la estrella.
Luego, el asentamiento gravitatorio durante la etapa de enana blanca produce la
formación de una envoltura pura de H. Para cuando la estrella alcanza la franja
de las ZZ Ceti, ésta posee una envoltura pura de H de ∼ 10−7 M⊙ de ancho.
Esto permitirı́a explicar las envolturas delgadas de H que han sido determinadas
astrosismológicamente en algunas estrellas ZZ Ceti (Bradley 1998).
Nuevas masas de estrellas PG1159 (relación Teff −g − M ) Sobre la base
de las simulaciones de eventos post-LTP y post-VLTP, se ha calculó una grilla
de modelos estelares de estrellas PG1159. Como consecuencia del tratamiendo
detallado de toda la historia previa, se obtienen modelos de estrellas PG1159 con
composición quı́mica (superficial e interna) y estructura térmica realistas. Esto
último es de especial interés, ya que las estrellas PG1159 se encuentran en una
etapa en la cual su estructura térmica no está aún relajada y su composición
quı́mica refleja la historia previa del objeto. Nos hemos centrado especialmente
en la relación Teff −g − M que surge de estas secuencias y sus consecuencias para
la determinación de masas espectroscópicas (Werner y Herwig 2006). Nuestros
modelos de estrellas PG1159 resultan sistemáticamente más calientes que las
secuencias ricas en H utilizadas anteriormente (Blöcker 1995) para la determinación de masas espectroscópicas. Esto produce que la masa promedio determinada con nuestras secuencias sea aproximadamente ∼ 8 % más pequeña que
la adoptada hasta el momento, siendo el valor de ésta de M̄PG1159 = 0, 573M⊙ .
Cabe destacar que esta nueva determinación de la masa de estos objetos es consistente con la que se obtiene mediante técnicas astrosismológicas, cuando las
observaciones son analizadas a la luz de los modelos desarrollados en esta tesis
(ver Althaus et al. 2008).
Escenario de Hot-flasher Se realizaron numerosas simulaciones unidimensionales del escenario de hot-flasher para un amplio rango de metalicidades y
gran variedad de casos. Basados en nuestros resultados, hemos dado una descripción detallada de las propiedades superficiales de las secuencias estándar.
Para estas secuencias, hemos además estudiado cómo las abundancias superficiales podrı́an verse afectadas por procesos de difusión. Nuestros resultados
confirman los resultados parciales de Cassisi et al. (2003) y Lanz et al. (2004),
para los eventos DM y SM respectivamente, ampliándolos a una mayor región
del espacio de parámetros. Además, la ubicación de nuestras secuencias en el
diagrama log Tef − log g muestra un acuerdo cualitativo con los parámetros inferidos por Ströer et al. (2007) para estrellas He-sdO. Sin embargo, nuestras
frecuencias predicen que estas estrellas deberı́an estar amontonadas alrededor
de la rama horizontal, lo que no se observa. Una posibilidad interesante, para
evitar esta última inconsistencia, es que las estrellas He-sdO evolucionen desde
una región del diagrama log Tef − log g en la cual existen vientos homogéneos
a una en la cual dichos vientos sean imposibles. Esto llevarı́a a que la difusión
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hacia la superficie del H transforme a las estrellas He-sdO, cerca de la ZAHB, en
estrellas sdB con atmósferas dominadas por el H, aún para las muy bajas abundancias superficiales de H que resultan de los eventos DM. En todos los casos
en los cuales una conversión de las estrellas He-sdO en sdB calientes es posible,
el escenario de hot-flasher reproduce correctamente las propiedades superficiales
observadas en estrellas He-sdO, tanto sus abundancias como su distribución en
el plano log Tef − log g, ligando a las estrellas He-sdO como los progenitores de
las estrellas sdB más calientes.
La versión electrónica de la tesis descripta en este manuscrito puede encontrarse en la página del autor http://www.fcaglp.unlp.edu.ar/∼mmiller/
Agradecimientos. M3B agradece a la Fundación Varsavsky y a la AAA
por el premio “Carlos M. Varsavsky” recibido durante la reunión. También
agradece al Comité Organizador Local y al Comité Cientı́fico de la última Reunión de la AAA, por la asistencia económica que facilitó su participación en la
reunión.
Referencias
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