Evolución y astrosismología de enanas blancas de masa extremadamente baja

Las enanas blancas constituyen el destino final más común de las estrellas. En efecto, se espera que ese sea el final evolutivo de la gran mayoría de las estrellas que pueblan el Universo. La mayor parte de las enanas blancas posee envolturas de hidrógeno (H), tiene una masa promedio de ∼ 0.6 Mo, y núcleo de carbono y oxígeno. Además, existe una población de enanas blancas con masa < 0.45 Mo, y se espera que sus núcleos sean de helio (He). Se cree que estas estrellas se originan en sistemas binarios de estrellas de baja masa que experimentan episodios intensos de pérdida de masa cuando atraviesan la rama de las gigantes rojas, antes de que se produzca el flash de He. El escenario de evolución binaria es fundamental para poder explicar que, dentro de la edad del Universo, logren alcanzar la etapa de enana blanca. Dentro de la población de enanas blancas de baja masa se distinguen a las enanas blancas de masa extremadamente baja (ELM, por sus siglas en inglés), con M* < 0.18 − 0.20 Mo, de aquellas con masa en el rango de 0.18 − 0.20 < M* < 0.45 Mo, principalmente por presentar diferencias muy importantes en sus tiempos evolutivos y propiedades pulsacionales. En los últimos años se ha detectado un gran número de enanas blancas de baja masa, y en particular, de ELMs. La detección de variaciones periódicas de brillo en algunas enanas blancas de baja masa, compatibles con modos de gravedad (g) no radiales, define una nueva clase de estrellas variables (genéricamente denominada ELMV) y abre la posibilidad única de investigar sus interiores mediante la astrosismología. Basándose en la comparación entre los períodos observados en la estrella bajo estudio y los períodos teóricos calculados para modelos estelares representativos de enanas blancas, esta técnica permite obtener información de la estructura interna, que de otro modo no podría conocerse, a la vez que posibilita estimar parámetros fundamentales como la masa estelar. Recientemente se han detectado también pulsaciones en estrellas que se cree son precursoras de las ELMVs, y que se denominan pre-ELMVs. Esta Tesis está enfocada al estudio de estrellas enanas blancas ELMV, fundamentalmente mediante la astrosismología, sobre la base de los modelos evolutivos representativos de las enanas blancas de baja masa con núcleo de He generados por Althaus et al. (2013), caracterizados por una envoltura de H gruesa. En primer lugar, hemos realizado un análisis de las tasas teóricas de cambio de períodos para ELMVs y pre-ELMVs, explorando su dependencia con la masa estelar y la temperatura efectiva (Calcaferro et al. 2017a). Para ello, estudiamos el valor que adoptan las tasas teóricas de cambio de períodos en las etapas evolutivas donde es viable observar estos objetos, y encontramos que la magnitud esperada de esta cantidad toma distintos valores para cada etapa, y además, es diferente para enanas blancas de baja masa pulsantes con 0.18 − 0.20 < M* < 0.45 Mo y ELMs (M* < 0.18 − 0.20 Mo). Así, una eventual medición de la tasa de cambio de períodos permitiría situar evolutivamente a una estrella pulsante de este tipo, a la vez que podría ayudar a distinguir si se trata de una ELM. A continuación, hemos realizado el primer análisis astrosismológico aplicado a todas las ELMVs conocidas hasta el momento, lo cual ha permitido estimar cantidades como la masa estelar, la gravedad superficial y la temperatura efectiva (Calcaferro et al. 2017b). En la mayoría de los casos las soluciones encontradas están en buen acuerdo con las dadas por otras determinaciones aunque, al no resultar unívocas, hemos tenido que emplear restricciones externas al método para poder elegir una solución. Esto puede deberse en parte al número bajo de períodos detectados en estas estrellas, pero también al hecho de que solo hemos considerado modelos caracterizados por una envoltura gruesa de H. Debido a la incerteza que existe respecto al espesor de la envoltura de H en estas estrellas, heredada de una incerteza en el canal de formación (particularmente, la forma en que ocurre la transferencia de masa en el sistema binario), es posible que algunas estén caracterizadas por envolturas delgadas de H. Con esta motivación, hemos generado un amplio conjunto de secuencias adicionales variando artificialmente el espesor de la envoltura de H. Al repetir los ajustes astrosismológicos con este conjunto más amplio, encontramos mejores soluciones para algunas de las ELMVs, dando un indicio de que las ELMVs observadas son compatibles con distintos espesores de la envoltura (Kilic et al. 2018; Calcaferro et al. 2018b). Finalmente, hemos estudiado las diferencias entre los tiempos de enfriamiento de secuencias de ELM con envoltura gruesa y delgada. Al no poder mantener quema residual, la evolución de ELMs con envoltura delgada es mucho más rápida que en el caso de ELMs con envoltura gruesa, haciendo posible hallar ELMs a temperaturas efectivas considerablemente más bajas. La detección de ELMs frías, entonces, podría indicar que estas estrellas se habrían formado con envoltura de H delgada, abriendo la posibilidad de poner cotas sobre los mecanismos posibles para su formación (Calcaferro et al. 2018a).Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísica

Determinación astrosismológica de la estructura interna de la estrella PG 1159 variable SDSS J0349-0059

En esta Tesis presentamos los resultados de un análisis astrosismológico detallado de la estrella PG 1159 variable SDSS J0349-0059, con el objetivo de estimar su masa y las propiedades de su estructura interna, empleando el espectro de pulsaciones observado. Las estrellas PG 1159 son objetos compactos muy calientes que exhiben una fuerte deficiencia superficial de hidrógeno, y que se encuentran en una etapa evolutiva previa a la fase de enfriamiento de las estrellas enanas blancas. Estas estrellas son de fundamental importancia para la teoría de evolución estelar, puesto que constituyen el nexo evolutivo entre las estrellas AGB y las enanas blancas deficientes en hidrógeno, siendo estas últimas alrededor del 20 % de la población total de enanas blancas. Dado que las enanas blancas son el estado evolutivo final para la mayoría de las estrellas, es claro que las estrellas PG 1159 son una herramienta potencial para el entendimiento de los procesos físicos que eventualmente llevan a la formación de estrellas carentes de hidrógeno. En parte, esta potencialidad es debido a que muchas de ellas exhiben variaciones multiperiódicas de su luminosidad, que hacen viable sus estudios astrosismológicos. Comenzamos este trabajo situándonos en el contexto teórico apropiado de evolución estelar y pulsaciones, y explorando luego algunas de las herramientas astrosismológicas más importantes. Damos una breve reseña sobre los códigos numéricos de evolución y pulsaciones que fueron completamente generados en la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Los modelos evolutivos y sus períodos de oscilación empleados en esta Tesis han sido calculados mediante el uso de dichos códigos numéricos. Posteriormente, empleando los datos extraídos del trabajo de Woudt et al. (2012) donde se presentan las frecuencias identificadas a partir de observaciones fotométricas de la variable SDSS J0349-0059, determinamos mediante tres métodos distintos el espaciamiento de períodos de pulsación que exhibe. A continuación, haciendo uso de las técnicas astrosismológicas y empleando los modelos estelares y el espectro de pulsaciones generados por los códigos de evolución y pulsación, obtenemos cotas para el valor de la masa estelar, consistentes con la espectroscópica, que también es calculada. Por último, empleando los períodos calculados teóricamente, determinamos un modelo astrosismológico que proporciona información valiosa sobre la estructura interna de la estrella y que nos permite estimar el período de rotación.Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísica

Determinación astrosismológica de la estructura interna de la estrella PG 1159 variable SDSS J0349-0059

En esta Tesis presentamos los resultados de un análisis astrosismológico detallado de la estrella PG 1159 variable SDSS J0349-0059, con el objetivo de estimar su masa y las propiedades de su estructura interna, empleando el espectro de pulsaciones observado. Las estrellas PG 1159 son objetos compactos muy calientes que exhiben una fuerte deficiencia superficial de hidrógeno, y que se encuentran en una etapa evolutiva previa a la fase de enfriamiento de las estrellas enanas blancas. Estas estrellas son de fundamental importancia para la teoría de evolución estelar, puesto que constituyen el nexo evolutivo entre las estrellas AGB y las enanas blancas deficientes en hidrógeno, siendo estas últimas alrededor del 20 % de la población total de enanas blancas. Dado que las enanas blancas son el estado evolutivo final para la mayoría de las estrellas, es claro que las estrellas PG 1159 son una herramienta potencial para el entendimiento de los procesos físicos que eventualmente llevan a la formación de estrellas carentes de hidrógeno. En parte, esta potencialidad es debido a que muchas de ellas exhiben variaciones multiperiódicas de su luminosidad, que hacen viable sus estudios astrosismológicos. Comenzamos este trabajo situándonos en el contexto teórico apropiado de evolución estelar y pulsaciones, y explorando luego algunas de las herramientas astrosismológicas más importantes. Damos una breve reseña sobre los códigos numéricos de evolución y pulsaciones que fueron completamente generados en la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas. Los modelos evolutivos y sus períodos de oscilación empleados en esta Tesis han sido calculados mediante el uso de dichos códigos numéricos. Posteriormente, empleando los datos extraídos del trabajo de Woudt et al. (2012) donde se presentan las frecuencias identificadas a partir de observaciones fotométricas de la variable SDSS J0349-0059, determinamos mediante tres métodos distintos el espaciamiento de períodos de pulsación que exhibe. A continuación, haciendo uso de las técnicas astrosismológicas y empleando los modelos estelares y el espectro de pulsaciones generados por los códigos de evolución y pulsación, obtenemos cotas para el valor de la masa estelar, consistentes con la espectroscópica, que también es calculada. Por último, empleando los períodos calculados teóricamente, determinamos un modelo astrosismológico que proporciona información valiosa sobre la estructura interna de la estrella y que nos permite estimar el período de rotación.Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísica

Pulsating low-mass white dwarfs in the frame of new evolutionary sequences : V. Asteroseismology of ELMV white dwarf stars

Context. Many pulsating low-mass white dwarf stars have been detected in the past years in the field of our Galaxy. Some of them exhibit multiperiodic brightness variation, therefore it is possible to probe their interiors through asteroseismology. Aims. We present a detailed asteroseismological study of all the known low-mass variable white dwarf stars based on a complete set of fully evolutionary models that are representative of low-mass He-core white dwarf stars. Methods. We employed adiabatic radial and nonradial pulsation periods for low-mass white dwarf models with stellar masses ranging from 0.1554 to 0.4352 M⊙ that were derived by simulating the nonconservative evolution of a binary system consisting of an initially 1 M⊙ zero-age main-sequence (ZAMS) star and a 1.4 M⊙ neutron star companion. We estimated the mean period spacing for the stars under study (where this was possible), and then we constrained the stellar mass by comparing the observed period spacing with the average of the computed period spacings for our grid of models. We also employed the individual observed periods of every known pulsating low-mass white dwarf star to search for a representative seismological model. Results. We found that even though the stars under analysis exhibit few periods and the period fits show multiplicity of solutions, it is possible to find seismological models whose mass and effective temperature are in agreement with the values given by spectroscopy for most of the cases. Unfortunately, we were not able to constrain the stellar masses by employing the observed period spacing because, in general, only few periods are exhibited by these stars. In the two cases where we were able to extract the period spacing from the set of observed periods, this method led to stellar mass values that were substantially higher than expected for this type of stars. Conclusions. The results presented in this work show the need for further photometric searches, on the one hand, and that some improvements of the theoretical models are required on the other hand in order to place the asteroseismological results on a firmer ground.Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasInstituto de Astrofísica de La Plat

Asteroseismological analysis of the GW Virginis stars SDSS J0349-0059 and VV 47

We present an asteroseismological analysis of the GW Vir stars SDSS J0349-0059 and VV47. We found good agreement between our mass determinations and previous results. For SDSS J0349-0059, we found a seismological model that provides us with additional information on the star.Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasInstituto de Astrofísica de La Plat

Pulsating low-mass white dwarfs in the frame of new evolutionary sequences : IV. The secular rate of period change

Context. An increasing number of low-mass (M⋆/M⊙ ≲ 0.45) and extremely low-mass (ELM, M⋆/M⊙ ≲ 0.18−0.20) white-dwarf stars are being discovered in the field of the Milky Way. Some of these stars exhibit long-period g-mode pulsations, and are called ELMV variable stars. Also, some low-mass pre-white dwarf stars show short-period p-mode (and likely radial-mode) photometric variations, and are designated as pre-ELMV variable stars. The existence of these new classes of pulsating white dwarfs and pre-white dwarfs opens the prospect of exploring the binary formation channels of these low-mass white dwarfs through asteroseismology. Aims. We aim to present a theoretical assessment of the expected temporal rates of change of periods () for such stars, based on fully evolutionary low-mass He-core white dwarf and pre-white dwarf models. Methods. Our analysis is based on a large set of adiabatic periods of radial and nonradial pulsation modes computed on a suite of low-mass He-core white dwarf and pre-white dwarf models with masses ranging from 0.1554 to 0.4352 M⊙, which were derived by computing the non-conservative evolution of a binary system consisting of an initially 1 M⊙ ZAMS star and a 1.4 M⊙ neutron star companion. Results. We computed the secular rates of period change of radial (ℓ = 0) and nonradial (ℓ = 1,2) g and p modes for stellar models representative of ELMV and pre-ELMV stars, as well as for stellar objects that are evolving just before the occurrence of CNO flashes at the early cooling branches. We find that the theoretically expected magnitude of of g modes for pre-ELMVs is by far larger than for ELMVs. In turn, of g modes for models evolving before the occurrence of CNO flashes are larger than the maximum values of the rates of period change predicted for pre-ELMV stars. Regarding p and radial modes, we find that the larger absolute values of correspond to pre-ELMV models. Conclusions. We conclude that any eventual measurement of a rate of period change for a given pulsating low-mass pre-white dwarf or white dwarf star could shed light about its evolutionary status. Also, in view of the systematic difficulties in the spectroscopic classification of stars of the ELM Survey, an eventual measurement of could help to confirm that a given pulsating star is an authentic low-mass white dwarf and not a star from another stellar population.Instituto de Astrofísica de La Plat

The coolest extremely low-mass white dwarfs

Context. Extremely low-mass white dwarf (ELM WD; M⁎ ≲ 0.18-0.20 M⊙) stars are thought to be formed in binary systems via stable or unstable mass transfer. Although stable mass transfer predicts the formation of ELM WDs with thick hydrogen (H) envelopes that are characterized by dominant residual nuclear burning along the cooling branch, the formation of ELM WDs with thinner H envelopes from unstable mass loss cannot be discarded. Aims. We compute new evolutionary sequences for helium (He) core WD stars with thin H envelopes with the main aim of assessing the lowest Teff that could be reached by this type of stars. Methods. We generate a new grid of evolutionary sequences of He-core WD stars with thin H envelopes in the mass range from 0.1554 to 0.2025 M⊙, and assess the changes in both the cooling times and surface gravity induced by a reduction of the H envelope. We also determine, taking into account the predictions of progenitor evolution, the lowest Teff reached by the resulting ELM WDs. Results. We find that a slight reduction in the H envelope yields a significant increase in the cooling rate of ELM WDs. Because of this, ELM WDs with thin H envelopes could cool down to ∼2500 K, in contrast to their canonical counterparts that cool down to ∼7000 K. In addition, we find that a reduction of the thickness of the H envelope markedly increases the surface gravity (g) of these stars. Conclusions. If ELM WDs are formed with thin H envelopes, they could be detected at very low Teff. The detection of such cool ELM WDs would be indicative that they were formed with thin H envelopes, thus opening the possibility of placing constraints on the possible mechanisms of formation of this type of star. Last but not least, the increase in g due to the reduction of the H envelope leads to consequences in the spectroscopic determinations of these stars.Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasInstituto de Astrofísica de La Plat

Asteroseismological analysis of the GW Virginis stars SDSS J0349-0059 and VV 47

We present an asteroseismological analysis of the GW Vir stars SDSS J0349-0059 and VV47. We found good agreement between our mass determinations and previous results. For SDSS J0349-0059, we found a seismological model that provides us with additional information on the star.Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasInstituto de Astrofísica de La Plat

Asteroseismology of the GW Virginis stars SDSS J0349-0059 and VV 47

Context. GW Virginis stars are a well-studied class of nonradial g-mode pulsators. SDSS J0349-0059 and VV 47 are two PG 1159 star members of this class of variable stars. SDSS J0349-0059 is an interesting GW Vir star that shows a complete pulsation spectrum that includes rotational splitting of some of its frequencies. VV 47 is a pulsating PG 1159 star surrounded by a planetary nebula. This star is particularly interesting because it exhibits a rich and complex pulsation spectrum. Aims. We present an asteroseismological study of SDSS J0349-0059 and VV 47 aimed mainly at deriving their total mass on the basis of state-of-the-art PG 1159 evolutionary models. Methods. We computed adiabatic nonradial g-mode pulsation periods for PG 1159 evolutionary models with stellar masses ranging from 0:515 to 0:741 M, that take into account the complete evolution of the progenitor stars. We first estimated a mean period spacing for both SDSS J0349-0059 and VV 47 and then constrained the stellar mass of these stars by comparing the observed period spacing with the asymptotic period spacing and with the average of the computed period spacings. We also employed the individual observed periods to search for a representative seismological model for each star. Finally, we estimated the rotation period of SDSS J0349-0059. Results. We found a spectroscopic mass of M 0:543 M- for SDSS J0349-0059 and M 0:529 M for VV 47. By comparing the observed period spacing with the asymptotic period spacing, we obtain M 0:569 M for SDSS J0349-0059 and M 0:523 M for VV 47. When we compare the observed period spacing with the average of the computed period spacings, we find M0:535 M for SDSS J0349-0059 and M 0:528 M for VV 47. Searching for the best period fit, we found for SDSS J0349-0059 an asteroseismological model with M = 0:542 M and Tt = 91 255 K. For VV 47, we were unable to find a unique and unambiguous asteroseismological model. Finally, for SDSS J0349-0059, we determined the rotation period to be Prot = 1= 0:407 days. Conclusions. The results presented in this work constitute a further step in the study of GW Vir stars through asteroseismology in the frame of fully evolutionary models of PG 1159 stars. In particular, the potential of asteroseismology to derive stellar masses of PG 1159 stars with an unprecedented precision is shown yet again.Instituto de Astrofísica de La PlataFacultad de Ciencias Astronómicas y Geofísica

Pulsating low-mass white dwarfs in the frame of new evolutionary sequences : IV. The secular rate of period change

Context. An increasing number of low-mass (M⋆/M⊙ ≲ 0.45) and extremely low-mass (ELM, M⋆/M⊙ ≲ 0.18−0.20) white-dwarf stars are being discovered in the field of the Milky Way. Some of these stars exhibit long-period g-mode pulsations, and are called ELMV variable stars. Also, some low-mass pre-white dwarf stars show short-period p-mode (and likely radial-mode) photometric variations, and are designated as pre-ELMV variable stars. The existence of these new classes of pulsating white dwarfs and pre-white dwarfs opens the prospect of exploring the binary formation channels of these low-mass white dwarfs through asteroseismology. Aims. We aim to present a theoretical assessment of the expected temporal rates of change of periods () for such stars, based on fully evolutionary low-mass He-core white dwarf and pre-white dwarf models. Methods. Our analysis is based on a large set of adiabatic periods of radial and nonradial pulsation modes computed on a suite of low-mass He-core white dwarf and pre-white dwarf models with masses ranging from 0.1554 to 0.4352 M⊙, which were derived by computing the non-conservative evolution of a binary system consisting of an initially 1 M⊙ ZAMS star and a 1.4 M⊙ neutron star companion. Results. We computed the secular rates of period change of radial (ℓ = 0) and nonradial (ℓ = 1,2) g and p modes for stellar models representative of ELMV and pre-ELMV stars, as well as for stellar objects that are evolving just before the occurrence of CNO flashes at the early cooling branches. We find that the theoretically expected magnitude of of g modes for pre-ELMVs is by far larger than for ELMVs. In turn, of g modes for models evolving before the occurrence of CNO flashes are larger than the maximum values of the rates of period change predicted for pre-ELMV stars. Regarding p and radial modes, we find that the larger absolute values of correspond to pre-ELMV models. Conclusions. We conclude that any eventual measurement of a rate of period change for a given pulsating low-mass pre-white dwarf or white dwarf star could shed light about its evolutionary status. Also, in view of the systematic difficulties in the spectroscopic classification of stars of the ELM Survey, an eventual measurement of could help to confirm that a given pulsating star is an authentic low-mass white dwarf and not a star from another stellar population.Instituto de Astrofísica de La Plat