The McDonald Observatory search for pulsating sdA stars : asteroseismic support for multiple populations

Context. The nature of the recently identified “sdA” spectroscopic class of stars is not well understood. The thousands of known sdAs have H-dominated spectra, spectroscopic surface gravity values between main sequence stars and isolated white dwarfs, and effective temperatures below the lower limit for He-burning subdwarfs. Most are likely products of binary stellar evolution, whether extremely low-mass white dwarfs and their precursors or blue stragglers in the halo. Aims. Stellar eigenfrequencies revealed through time series photometry of pulsating stars sensitively probe stellar structural properties. The properties of pulsations exhibited by sdA stars would contribute substantially to our developing understanding of this class. Methods. We extend our photometric campaign to discover pulsating extremely low-mass white dwarfs from the McDonald Observatory to target sdA stars classified from SDSS spectra. We also obtain follow-up time series spectroscopy to search for binary signatures from four new pulsators. Results. Out of 23 sdA stars observed, we clearly detect stellar pulsations in 7. Dominant pulsation periods range from 4.6 min to 12.3 h, with most on timescales of approximately one hour. We argue specific classifications for some of the new variables, identifying both compact and likely main sequence dwarf pulsators, along with a candidate low-mass RR Lyrae star. Conclusions. With dominant pulsation periods spanning orders of magnitude, the pulsational evidence supports the emerging narrative that the sdA class consists of multiple stellar populations. Since multiple types of sdA exhibit stellar pulsations, follow-up asteroseismic analysis can be used to probe the precise evolutionary natures and stellar structures of these individual subpopulations

Sismologia das estrelas ZZ Ceti

Anãs brancas são o final evolutivo de quase 98% de todas as estrelas. O objetivo desta tese foi determinar a estrutura interna das estrelas ZZ Cetis, anãs brancas pulsantes com atmosfera de hidrogênio. Nossa primeira tarefa foi a descoberta, junto com nossos colaboradores, de 43 novas variáveis, 1/3 de todas as ZZ Cetis conhecidas. Na seqüência, nós demonstramos observacionalmente que a faixa de instabilidade é muito provavelmente um estágio evolucionário da vida das estrelas, ou seja, todas as anãs brancas com atmosfera de H na faixa de temperatura 12300 ~ Tef ~ 10850K são pulsantes. Para tanto, nós obtivemos espectros com razão sinal-ruído maior que 70 com o telescópio Gemini para 12 estrelas com Tef '" 12000 K, concluindo que as temperaturas obtidas com os espectros do SDSS estão sub-estimadas por 300:1::220K e que as massas estão super-estimadas por O,10 :I::0,03 M0. Nós também obtivemos séries temporais de fotometria com razão sinal-ruído maior que 500, atingindo limites de detecção de variabilidade de 2 mma, o que permitiu are-classificação de 4 estrelas previamente classificadas como não variáveis em ZZ Cetis. Ainda existem 3 estrelas para as quais não foi detectado variabilidade em 2mma, que estão contaminando a faixa de instabilidade. A fim de fazer o primeiro grande estudo sismológico das ZZ Cetis, eu calculei uma grade fina de modelos adiabáticos variando Tef, M, MH e MHe para determinar quais os períodos normais em cada um destes modelos. Por fim, eu comparei os modos observados aos modelos, determinando a estrutura interna de 72 ZZ Cetis. Antes deste trabalho,só existiam 12 ZZ Cetis que haviam sido estudadas sismologicamente. A minha maior contribuição foi a inclusão de pesos relativos proporcionais às amplitudes observadas dos modos. Embora eu usasse as determinações espectroscópicas como guia, eu jamais restringi a procura das soluções nesta região, buscando em toda a grade, para evitar mínimos locais. Nós encontramos que a massa de hidrogênio média é 1O-6,3:J:l,6M* e a de hélio é 10-2,5:1:0,6M*, e não encontramos forte evidência de acresção ou perda de massa enquanto as estrelas evoluem pela faixa de instabilidade. O valor médio para a espessura da massa da camada de H é diferente do valor canônico de 10-4 M*, derivado por cálculos evolucionários. Este resultado indica que algumas anãs brancas com massa próxima ao valor mais provável se formaram com massa de H cem vezes menor que o valor predito pela teoria, ou seja, é provável que a perda de massa durante sua evolução tenha sido mais eficiente do que assumem os modelos. Minha tese demonstrou que é possível fazer sismologia, desde que tenhamos alguns modos e/ou temperatura e massa confiáveis, totalizando um mínimo de 5 parâmetros. A nossa conclusão é que a sismologia é uma poderosa ferramenta para o estudo da estrutura estelar das anãs brancas, mesmo quando poucos modos estão excitados.White dwarfs are the evolutionary end point of almost 98% of all stars. The goal of this thesis is to determine the internal structure of the ZZ Ceti stars, pulsating white dwarfs with hydrogen atmosphere. Our first task was the discovery,together with our collaborators, of 43 new variables, 1/3 of all known ZZ Cetis. In the sequence we demonstrated observationally that the instability strip is probably an evolutionary stage of stellar life, which means, all white dwarfs with H atmospheres in the temperature range of 12300 ~ Teff ~ 10850K pulsate. We obtained spectra with signal-to-noise ratio higher than 70 with the Gemini telescope for 12 stars with Teff '" 12000 K, concluding that temperatures obtained with SDSS spectra are underestimated by 300:i220 K, and that the masses are over estimated by O,10:i 0,03 M0. We also obtained time series photometry with signal-to-noise ratio higher than 500, reaching detection limits of variability of 2mma, that allowed the re-classification of 4 stars as ZZ Cetis previously classified as non variables. There are still 3 stars for which it was not possible to detect variability at 2mma, that are contaminating the instability strip. In order to do the first large seismologicalstudy of ZZ Cetis, I calculated a fine grid of adiabatic models varying Teff, M, MH e MHe to determine which are the normal periods in each model. Finally, I compared the observed modes to the models, determining the internal structure of 72 ZZ Cetis. Prior to this work there were only 12 ZZ Cetis that had been studied seismologically. My main contribution was the inclusion of relative weightsproportional to the observed amplitudes in the fits. Even though I used the spectrocopic determinations as a guide, I never restrict the search for the solutions within this region, searching in the whole grid, to avoid local minima. We found that the average hydrogen mass is 1O-6.3:H.6M. and that the helium is 10-2,5:1:0,6M., and we have found strong evidence neither for accretion nor mass loss while the stars evolve through the instability strip. The average value for the H mass layer thickness is different than the canonic 10-4 M., derived by evolutionary calculations. This result indicates that some white dwarfs formed with H mass about hundred times smaller than the theoretical value, Le., it is likely that mass loss during their evolution has been more efficient than what is assumed by models. My thesis demonstrated that it is possible to do seismology, provided that there are some modes and/or the temperature and mass are reliable, with a total of 5 parameters. Our conclusion is that seismology is a powerful tool to study of internal stellar structure, even thought only a few modes are excited

Determinação dos modos de pulsação da anã branca pulsante G 185-32

Estrelas anãs brancas são o final evolutivo de quase 98% de todas as estrelas; após a perda de massa durante as fases de gigante e supergigante, elas vão se tornar anãs brancas. Nosso trabalho é estudar a estrutura das estrelas anãs brancas pulsantes, que apresentam variações multi-periódicas de luz, com períodos em torno de minutos, definindo faixas de instabilidade ao longo de suas seqüências de esfriamento. Nós determinamos a temperatura efetiva, gravidade superficial, massa e graus do esférico harmônico para a estrela DAV G 185-32, pelo estudo de sua curva de luz. Nós reportamos uma transformada de Fourier ponderada dos dados do Telescópio da Terra Inteira (WET); os pesos, para cada pedaço dos dados, são definidos como o inverso da nossa estimativa do ruído, que é a raiz quadrada da amplitude ao quadrado. Melhorando a razão sinal-ruído, nós detectamos 18 periodicidades na curva de luz. A periodicidade em 141,9 s não se comporta como um modo normal, não ajustando nenhum modelo, e a periodicidade em 70,9 s é a pulsação de período mais curto jamais detectada em qualquer anã branca pulsante. Nós comparamos a mudança na amplitude com o comprimento de onda das periodicidades detectadas para calcular a temperatura efetiva e a gravidade superficial. Nós também comparamos estes valores com outros métodos independentes de determinação: espectro óptico, índices de cor e espectro ultravioleta com paralaxe, usando densidades de probabilidade com uma distribuição normal. A melhor solução, consistente com todas as determinações, é Tef = 11960:1:80 K, log9 = 8,02:1:O,04 e M = 0,617:1: O,024M0. O ângulo de inclinação do eixo de pulsação em relação à linha devisada deve ser desfavorável, isto é, próximo a perpendicular se as pulsações são m = Oou ::1:2e perto de paralelo se m = ::I:1.White dwarf stars are the evolutive end of almost 98% of all stars; after mass loss during the giant and supergiant phases, they will become white dwarf stars. Our work is to study the structure of the pulsating white dwarf stars, which present multi-periodic light variations, with periods around minutes, defining instability strips along their cooling sequence. We determine the effective temperature, surface gravity, mass, and pulsation spherical harmonic degrees for the star DAV G185-32, by means of the study of its light curve. We report on a weighted Fourier transform of the Whole Earth Telescope (WET) data; the weights, for each chunk of data, are defined as the inverse of the our estimative of the noise, which is the square root of the average power. Improving the signal-to-noise ratio, we detected 18 periodicities in the light curve. The periodicity at 141.9 s does not behave like a normal mode, not fitting any model, and the one at 70.9 s is the shortest period pulsation ever detected in any pulsating white dwarf. We compared the change in amplitude with wavelength of the detected periodicities to calculate the effective temperature and surface gravity. We also compared these values to other independent methods of determination: optical spectra, color indices, and ultraviolet spectra with parallax, using probability densities with normal distribution. The solution consistent with all the determinations is Teff = 11960::i::80 K, log g = 8.02 ::i::0.04, and M = 0.617::i::0.024M0. The indination angle of the pulsation axis in relation to the line of sight must be unfavorable, Le., dose to perpendicular if the pulsations are m = Oor ::i::2,and dose to parallel if m = ::i::1

Anãs brancas pulsantes

10

Anãs brancas pulsantes

04

Seismological studies of ZZ Ceti stars - II. Application to the ZZ Ceti class

We used the detected pulsation modes and adiabatic pulsation models to do seismology of the class of ZZ Ceti stars and measure the H layer mass for 83 stars. We found the surface hydrogen layer to be within the range 10−9.5 ≥ MH/M* ≥ 10−4, with an average of MH/M* = 10−6.3, which is thinner than the predicted value of MH/M* = 10−4, indicating that the stars lose more mass during their evolution than previously expected. These results are preliminary and do not include the possible effects of realistic C/O profiles on the fits

Seismological studies of ZZ Ceti stars - II. Application to the ZZ Ceti class

We used the detected pulsation modes and adiabatic pulsation models to do seismology of the class of ZZ Ceti stars and measure the H layer mass for 83 stars. We found the surface hydrogen layer to be within the range 10−9.5 ≥ MH/M* ≥ 10−4, with an average of MH/M* = 10−6.3, which is thinner than the predicted value of MH/M* = 10−4, indicating that the stars lose more mass during their evolution than previously expected. These results are preliminary and do not include the possible effects of realistic C/O profiles on the fits

Anãs brancas pulsantes

15