Study of cool white dwarf stars

White dwarfs stars are the evolutionary endpoint for at least 97% of all stars in the Milky Way. Being the most common stellar fossil, they could be studied as a proxy for Galactic formation and evolution. White dwarfs also have information of the evolutionary path of their progenitors, which could be used to understand the physics of stellar evolution. The evolution of white dwarfs is practically a simple cooling, making them reliable cosmic clock to infer the age of stellar populations such as globular and open clusters and to the age of individual stars. The white dwarfs colder than 10 000K provide us information of the oldest stars of the Milky Way. In this work, we calculated parameters such as photometric effective temperature, mass and distance for a sample of more than 20 000 spectroscopically confirmed white dwarfs. We present the mass distribution for DAs, DBs and DCs, the photometric effective temperature distribution for DAs, DBs, DCs, DZs and DQs and the distance distribution for DAs and non-DAs. We also present our calculation of the helium to hydrogen atmosphere white dwarf number ratio and compare with previous works. We discuss the consequence of a non-uniform distribution for this ratio, which lead us to information about the formation and evolutionary path of white dwarf stars.Anãs brancas são o final da vida evolutiva de pelo menos 97% de todas as estrelas na Via Láctea. Sendo o fóssil estelar mais comum, elas podem ser estudadas como traçadores da formação e evolução da Galáxia. Anãs Brancas também possuem informação sobre caminho evolutivo de suas progenitoras, o que pode ser usado para compreender a física da evolução estelar. A evolução das anãs brancas é praticamente um simples resfriamento, fazendo delas relógios cósmicos confiáveis para se inferir a idade de populações estelares como aglomeradores abertos e globulares e da idade de estrelas individuais. As anãs brancas mais frias que 10 000K nos fornecem informação sobre as estrelas mais velhas da Via Láctea. Neste trabalho, nós calculamos parâmetros como a temperatura efetiva fotométrica, massa e a distância para uma amostra com mais de 20 000 anãs brancas espectroscopicamente confirmadas. Nós apresentamos a distribuição de massa para as DAs, DBs e DCs, a distribuição de temperatura efetiva fotométrica para DAs, DBs, DCs, DZs e DQs e a distribuição de distância para as DAs e não-DAs. Nós também apresentamos o nosso cálculo da razão entre o número de anãs brancas com a atmosfera composta por hélio e o número de anãs brancas com a atmosfera composta por hidrogênio em função da temperatura efetiva e o comparamos com trabalhos publicados anteriormente. Nós discutimos sobre as consequências de uma distribuição não uniforme para essa razão, o que pode nos levar a informação sobre a formação e o caminho evolutivo das anãs brancas

The impact of axion emission on the cooling of white dwarf stars

Axions are theoretical particles that have been probed in stellar systems such as white dwarf stars, which have already been shown to be excellent laboratories for the study of axions with coupling to electrons. However, there has been little discussion about the impact these particles can have on the cooling time of white dwarf stars. In this work I investigate the impact of axion emission on white dwarf stars of different metallicities, focusing on their cooling times. Using the La Plata evolutionary code to calculate consistent models, I computed white dwarf cooling sequences considering metallicities Z=0.01, 0.004 and 0.0001, white dwarf masses 0.524M < MW D < 0.917M and axions with masses from 1 to 30 meV, equivalent to an axion to electron coupling coefficient 2.8×10−14 ≤ gae ≤ 8.4×10−13 . I found that the cooling rate of the white dwarfs is strongly affected by the presence of axions, and the cooling times can be reduced up to 5 Gyrs for Teff . 5000K - independent of the metallicity. I propose the usage of the white dwarf cooling sequence of globular clusters as a new method to constrain the axion mass. I determined ages for 47 Tucanae using isochrones obtained with models without axions and including axions of 17 and 30meV, which resulted in an age difference of 2.1 and 4.2 Gyr, respectively. Comparing it to independent age determinations I was able to constrain the axion mass to ma < 17 meV (gae < 4.8 × 10−13)Os áxions são partículas teóricas que têm sido testados em sistemas estelares como anãs brancas, que já se mostraram excelentes laboratórios para o estudo de áxions que interagem com elétrons. No entanto, há pouca discussão sobre o impacto que essas partículas podem ter no tempo de resfriamento de estrelas anãs brancas. Neste trabalho, investigamos o impacto de emissão de áxions em estrelas anãs brancas de diferentes metalicidades, com foco em seus tempos de resfriamento. Usando o código de La Plata (LPCODE) para obter modelos consistentes, calculei o resfriamento de sequências de anãs brancas considerando metalicidades Z = 0, 01, 0, 004 e 0, 0001, massas de anã branca 0, 524M < MW D < 0, 917M e massas de áxions de 1 a 30 meV (2, 8 × 10−14 ≤ gae ≤ 8, 4 × 10−13). Descobri que a taxa de resfriamento das anãs brancas é bastante afetada pela presença de áxions, e os tempos de resfriamento podem ser reduzidos em até 5 Gyrs para Teff . 5 000K - independente da metalicidade. Adicionalmente, proponho o uso da sequência de resfriamento de anãs brancas de aglomerados globulares como um novo método para restringir a massa do áxion. Determinei idades para 47 Tucanae usando isócronas obtidas com modelos sem áxions e incluindo axions de 17 e 30 meV, o que resultou em uma diferença de idade de 2,1 e 4,2 Gyrs, respectivamente. Comparando com determinações independentes de idade pude restringir a massa do áxion a ma ≤ 17 meV (gae < 4, 8 × 10−13

Evolução de progenitoras de anãs brancas massivas e ultramassivas com modelos MESA

Anãs Brancas são os remanescentes estelares mais comuns no universo, correspondendo ao destino final de mais de 95% das estrelas da Galáxia. Estudos das estrelas Anãs Brancas podem ser utilizados para determinar idades de populações estelares e construir relações massa inicial - massa final, determinando a massa inicial mínima para a formação de supernovas Tipo II e consequentemente a taxa de supernovas na Galáxia. Para Anãs Brancas de massas baixas e intermediárias, a literatura é rica em modelos completamente evolutivos, mas o número de trabalhos dedicados a Anãs Brancas massivas provindas de evolução prévia completa torna-se drasticamente escasso, existindo apenas um pequeno número de trabalhos que levam a evolução das progenitoras além do AGB. Neste trabalho foram calculadas doze sequências de modelos desde a pré-Sequência Principal até a curva de resfriamento das Anãs Brancas, para metalicidades Z=0.01 e Z=0.02, utilizando para isso o código MESA (Modules for Experiments in Stellar Astrophysics). Da evolução de sequências de massas iniciais entre 6 e 7.3 M⊙, resultam Anãs Brancas com massas entre 0.934 e 1.085M⊙ e núcleos de C/O ou C/O/Ne. Das sequências com metalicidade Z=0.01 resultam Anãs Brancas com massas quase 5% mais altas do que para as de Z=0.02 com mesma massa inicial. Além das sequências que alcançam a curva de resfriamento das Anãs Brancas, quatorze outras sequências que evoluem pelo menos até a fase de pulsos térmicos do AGB foram calculadas.White Dwarfs are the most common stellar remnants in the universe, representing the ultimate fate of over 95% of the stars in the Galaxy. Models of these stars can be employed to determine the ages of stellar populations and establish initial-final mass relationships, thereby determining the minimum initial mass for the formation of Type II supernovae and, consequently, the supernova rate in the Galaxy. While the literature is rich in fully evolutionary models for low and intermediate-mass White Dwarfs, the number of works dedicated to massive White Dwarfs resulting from complete previous evolution becomes drastically scarce, with only a small number of studies extending the progenitor’s evolution beyond the Asymptotic Giant Branch (AGB). In this study, twelve sequences of models were computed from the pre-Main Sequence to the White Dwarf cooling curve for metallicities Z=0.01 and Z=0.02, using the MESA code (Modules for Experiments in Stellar Astrophysics). The evolution of sequences with initial masses ranging from 6 to 7.3 M⊙ resulted in White Dwarfs with masses between 0.934 and 1.085 M⊙ and cores composed of C/O or C/O/Ne. Sequences with a metallicity of Z=0.01 produced White Dwarfs with masses almost 5% higher than those with Z=0.02 for the same initial mass. In addition to the sequences that reach the White Dwarf cooling curve, fourteen other sequences that evolve at least up to the thermal pulsing stage of the AGB were calculated

Magnetic white dwarfs rich in hydrogen

The way to understand nature and its laws is through the study of matter under the most diverse conditions. In this context, white dwarfs prove to be an excellent research laboratory, as they reach have temperatures, pressures, and magnetic fields that are unattainable on Earth. To better understand how these three physical parameters interact with each other and with other stellar features, we determined the magnetic field strength for 803 hydrogen-rich white dwarfs. We fitted the spectra observed with the Sloan Digital Sky Survey using atmospheric models that consider the Zeeman effect due to the magnetic field at each point in the stellar disk. In addition, we determined the period of photometric variability for 380 of these white dwarfs observed with the Transiting Exoplanet Survey Satellite and looked for correlations with the other quantities. We found that the white dwarfs with higher magnetic fields tend to have higher masses, lower temperatures, and a crystallization process that has already begun. This reinforces the hypothesis that the field is being generated and/or amplified already in the cooling process of the white dwarf. Our work constitutes the most extended determination of magnetic fields and variation period of white dwarfs to the present day.Na busca para compreender a natureza e suas leis buscamos estudar a matéria sob as mais diversas condições. Nesse contexto, anãs brancas se mostram um excelente laboratório de pesquisa, podendo apresentar temperaturas, pressões e campos magnéticos inatingíveis na Terra. Para entender melhor como esses três parâmetros físicos interagem entre si e com outras características estelares, nós determinamos o campo magnético para 803 anãs brancas ricas em hidrogênio. Fizemos o ajuste aos espectros observados com o Sloan Digital Sky Survey usando modelos atmosféricos que consideram o efeito Zeeman decorrente do campo magnético em cada ponto do disco estelar. Além disso, determinamos o período de variabilidade fotométrica para 380 dessas anãs brancas observadas com o Transiting Exoplanet Survey Satellite e buscamos por correlações com as outras grandezas. Encontramos que as anãs brancas com campos magnéticos mais altos tendem a apresentar massas mais elevadas, temperaturas mais baixas e processo de cristalização já iniciado, reforçando a hipótese de o campo estar sendo gerado e/ou amplificado já no processo de resfriamento da anã branca. Nosso trabalho constitui a mais extensa determinação de campos magnéticos e períodos de rotação de anãs brancas obtidos até o presente

Astronomia como ferramenta lúdica para o ensino de física: equação de estado e as estrelas anãs brancas

This interdisciplinary work proposes the use of astronomy as a ludic tool to teach Physics, hence, to arouse the curiosity of undergraduate and graduate students from the program of Exact Sciences and the Earth courses, providing enhance on the teaching-learning process in Statistical Mechanics classes. The main goal of the present study is to discuss white dwarf stars (WDS), which are the final stage of the evolution of a star like the Sun and up to 8 M⊙ , since those are an interesting object of study because of their compact nature, high density, and, also, because they are eliminated as a degenerated fermi gas. Having as motivation and interest in the improvement of the knowledge regarding these objects, we aim to obtain the relationship between the mass and the radius of the white dwarf stars, as well as to classify a sample of 5 white dwarfs required by the Sloan Digital Sky Survey (SDSS), according to the chemical element that is destined for the surface. At the end of this work, we conclude throughthe mass and radius ratio of white dwarf stars that the greater the mass of the star, the smaller its size, and that in equilibrium it must have a mass less than 1.44 M⊙. In addition, we show a experiment reports of this teaching innovative that used astronomy as ludic tool to teach Physics in the subject of statistical mechanics at undergraduate and master’s level.Este trabalho propõe utilizar a interdisciplinaridade e a astronomia como ferramenta lúdica para o ensino de física, assimdespertando maior interesse nos discentes de graduação e pós-graduação das ciências exatas e da Terra, assim, potencializandoo processo ensino-aprendizagem nas aulas da disciplina de Mecânica Estatística. O objetivo foi discutir sobre as estrelasanãs brancas (WDS), que são o estágio final da evolução de uma estrela com até 8M⊙, como o Sol, e são objetos de estudointeressantes por serem compactos, de alta densidade, e descritas como um gás de fermi degenerado. Como motivação o interesseem aperfeiçoar o conhecimento temos como objetivo obter a relação entre amassa e o raio das estrelas anãs brancas, assimcomo classificar uma amosta de 7 anãs brancas obtidas pelo Sloan Digital Sky Survey (SDSS), de acordo com o elemento químicoque se dispõem em sua superfície. Ao final deste trabalho, foi possível concluir através da relação massa e raio das WDS quequanto maior a massa da estrela menor o seu tamanho, e que em equilíbrio,deve possuir uma massa menor que 1,44 M⊙. Alémdisso, foi adicionado um relato de experiência da abordagem didática inovadora que usou a astronomia como ferramenta lúdicapara o ensino de Física

Asteroseismology of massive ZZ Ceti stars : an updated grid of fully evolutionary models

White dwarfs stars are by far the most common outcome of stellar evolution, being the final product of more than 95% of all stars in the Milk Way. During their evolution, the white dwarf stars cross several zones known as pulsational instability strips. This allows us to study the white dwarf stars through asteroseismology, which is a technique that exploits the comparison between observed periods and the periods computed using theoretical models. With asteroseismology, we can study the evolutionary and structural properties of pulsating stars. For white dwarf stars ,it is a powerful tool to estimate the mass of hydrogen and helium envelopes and to infer the stellar mass with accuracy. In this work, I present an asteroseismological study of 40 massive variable DA white dwarf stars known as ZZ Ceti stars. The sample has spectroscopic masses above 0.74M and includes SDSSJ181222.74+432107.6, the new massive ZZ Ceti discovered within the TESS mission. To this end, I updated the grid of fully evolutionary carbon-oxygen core DA white dwarf models generated using LPCODE, adding ∼500 sequences in the white dwarf cooling curve. For each stellar mass, I expanded the model grid in hydrogen envelope mass, in steps of 0.1 on a logarithmic scale for log(MH/M?) from -4 to -6, and in steps of 0.5 for values below. In addition, three new cooling sequences with white dwarf masses of 0.8, 0.86 and 0.9 M were included, in order to fill some gaps in the stellar mass present in the original grid. I study the distribution of log(g), effective temperature, and hydrogen envelope thickness. The mean value of the sample for the asteroseismological mass is hM?i sis = 0.84 ± 0.04M , which is in excellent agreement with the value obtained for the mean spectroscopic mass hM?i spec = 0.84 ± 0.07M . The mean hydrogen envelope mass of hMHi = 9 × 10−7M?. For 36 out of the 40 stars analyzed, I have found a best-fit model with less hydrogen than that predicted by standard evolutionary computations. I also conclude that the DAVs in the domain of thick envelopes usually have less hydrogen than what was expected by the prior evolution.As estrelas anãs brancas são o resultado mais comum da evolução estelar, sendo o produto final de mais de 95% das estrelas da nossa Galáxia. Durante a sua evolução, as estrelas anãs brancas atravessam diversas zonas conhecidas como faixas de instabilidade, em que essas estrelas irão apresentar pulsações. Isto nos permite estudar as estrelas anãs brancas através da asterosismologia, que é uma técnica que explora a comparação entre períodos observados e períodos calculados, usando modelos teóricos. Com a asterosismologia, nós podemos estudar as propriedades evolucionárias e estruturais das estrelas pulsantes. Além disso, ela também é uma poderosa ferramenta para determinar a massa de envelopes de hidrogênio e de hélio, assim como para inferir massas estelares com acurácia. Neste trabalho, eu apresentou um estudo asterosismológico de 40 anãs brancas massivas DA variáveis, conhecidas como estrelas ZZ Ceti. A amostra possui massas espectroscópicas acima de 0.74M e inclui a estrela SDSSJ181222.74+432107.6, a nova ZZ Ceti massiva descoberta na missão TESS. Para este fim, eu atualizei uma grade de modelos completamente evolucionários de anãs brancas DAs com núcleo de carbono e oxigênio calculados através do LPCODE, adicionando ∼ 500 sequências para a curva de esfriamento das anãs brancas. Para cada massa estelar, eu atualizei a grade de modelo adicionando novas massas para o envelope de hidrogênio em passos de 0.1 em escala logarítmica para log(MH/M?), partindo de -4 até -6, e em passos de 0.5 para valores abaixo disso. Além disso, três novas sequências de esfriamento com massas de anã branca de 0.8, 0.86 e 0.9 M foram incluídas para preencher uma lacuna na massa estelar da grade original. Eu estudei a distribuição de log(g), temperatura efetiva e espessura do envelope de hidrogênio. O valor médio obtido para massa asterosismológica da amostra foi de hM?i sis = 0.84 ± 0.04M . Este valor está em excelente Este valor está em excelente concordância com o valor médio para a massa espectroscópica que é de hM?i spec = 0.84 ± 0.07M . O valor médio obtido para a massa de hidrogênio foi de hMHi = 9 × 10−7M?. Em 36 das 40 estrelas analisadas, eu encontrei um modelo de melhor ajuste com menos hidrogênio do que o esperado por cálculos evolucionários. Conclui-se que as estrelas ZZ Ceti, no domínio de envelopes espessos, possuem menos hidrogênio do que o esperado pela evolução prévia