Distribuciones de masas de estrellas PG, DO y DB: posibles

Asociación Argentina de Astronomı́a
BAAA, Vol. 52, 2009
J.J. Clariá, E. Brandi, A.E. Piatti & F.A. Bareilles, eds.
PRESENTACIÓN ORAL
Distribuciones de masas de estrellas PG, DO y DB:
posibles conexiones evolutivas
J. A. Panei1,2 , L. G. Althaus1,2,3 , M. M. Miller Bertolami1,2 , E.
Garcı́a-Berro3,4 , A. H. Córsico1,2 , A. D. Romero1,2 , S. O. Kepler5 y R.
D. Rohrmann6
(1) Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofı́sicas - UNLP
(2) Instituto de Astrofı́sica de La Plata CONICET-UNLP
(3) Universitat Politècnica de Catalunya, España
(4) Institute for Space Studies of Catalonia, Barcelona, España
(5) Universidade Federal do Rio Grande do Sul, Brasil
(6) Observatorio Astronómico de Córdoba - UNC
Abstract. A 20 % of white dwarf stars has hydrogen deficient atmospheres, known like no-DA white dwarfs. The results of this work allow
for the first time to study a possible evolutionary connection between
different low mass and hydrogen deficient post-AGB stars, like DO white
dwarfs, PG 1159, O(He), DB and RCrB, among others.
Resumen. El 20 % de la población total de enanas blancas posee atmósferas deficientes en hidrógeno, conocidas como enanas blancas no-DA.
Los resultados de este trabajo permiten, por vez primera, estudiar la posible conexión evolutiva entre los diversos grupos de estrellas post-AGB
de baja masa y deficientes en hidrógeno, como por ejemplo las estrellas
enanas blancas DO, PG 1159, O(He), DB y las RCrB, entre otras.
1.
Introducción
Como es sabido, las enanas blancas (EBs) representan la etapa evolutiva final
de la mayorı́a de las estrellas. En particular, en nuestra galaxia, el 97 % de las
estrellas finalizarán su vida como EBs. Las EBs están clasificadas en dos grupos,
las DA (con atmósferas dominadas por H) y las no-DA (atmósferas dominadas
por He). Las no-DA se dividen en 5 tipos espectrales: DO, DB, DC, DQ y DZ.
Las EBs DO muestran en sus espectros lı́neas intensas de HeII y las DB lı́neas
de HeI. A medida que una DO evoluciona, el HeII se recombina para formar HeI,
transformándose finalmente en DB. Usualmente se considera a las EBs DO como
el resultado evolutivo de las PG 1159 (Dreizler & Werner 1996, Unglaub & Bues
2000, Althaus et al. 2005), estrellas deficientes en H que presentan atmósferas
ricas en He, C y O. Se cree que una gran fracción de las PG 1159 es el resultado
de un episodio born-again, producto de un pulso térmico muy tardı́o (VLTP:
Very Late Thermal Pulse), el cual ocurre en la rama temprana de enfriamiento
de las EBs. Como resultado, el remanente evoluciona hacia la región de la AGB
(Asymptotic Giant Branch) en el diagrama H-R. Posteriormente se transforma
81
82
J. A. Panei et al.
0.515 MSOL
0.530
0.542
0.565
0.584
0.609
0.664
0.741
0.870
Hügelmeyer et al. 2006
Dreizler & Werner 1996
Dreizler et al. 1997
6.4
0.0 Myr
Log( g )
6.8
0.03
0.04
0.06
0.08
0.1
7.2
30
PG1159: límite viento H/He=0.1
25
PG1159
PG1159: límite viento H/He=0.01
DB
20
5 Myr
8.0
Número
7.6
15
10
8.4
0.2
PG1159: límite viento Unglaub & Bues
5.3
5.2
5.1
0.3
5.0
0.4
DO
0.5 0.6
0.7
4.9
0.8
0.9 1
4.8
1.3 1.6 1.9 2.2
4.7
3.5
4.6
Log( Tef )
Figura 1. Plano log g − log Tef de EBs
DO. Las lı́neas segmentadas representan
isocronas (T = 0 para el máximo de Tef )
5
0.3
0.4
0.5
0.6
0.7
0.8
0.9
1.0
MEB( MSOL )
Figura 2. Histograma de DO,
DB y PG1159. Notar la discrepancia entre las 3 medias.
en estrella central de nebulosa planetaria (ECNP), un objeto caliente deficiente
en H. Una vez disipada la nebulosa se vuelve PG 1159. Luego, en las etapas tempranas de EB, el asentamiento gravitacional actúa haciendo que el He flote y los
demás elementos se hundan logrando una superficie rica en He, transformándose
de PG 1159 en DO y luego en DB (Althaus et al. 2005).
Canal 1: ECNP −→ PG 1159 −→ DO −→ DB .
Estudiaremos la posible existencia de un canal alternativo para formar EBs DO.
2.
Resultados y discusión
Los cálculos en este trabajo se realizaron con el programa de evolución estelar
LPCODE (Althaus et al. 2005). Las secuencias evolutivas calculadas cubren todo el
rango de masas de EBs deficientes en H observadas y todos los estados evolutivos,
desde la región de las luminosas PG 1159 hasta el dominio de las EBs calientes
DO, lo que permite determinar sus masas en forma consistente por vez primera.
En la figura 1 representamos secuencias evolutivas en el Plano log g−log Tef .
Las observaciones corresponden a DOs con temperaturas efectivas y gravedades superficiales determinadas espectroscópicamente -Hügelmeyer et al. (2006),
Dreizler & Werner (1996) y Dreizler et al. (1997). El cero en edad es para la
máxima temperatura efectiva en el Diagrama H-R. Las lı́neas quebradas son isocronas con edades de 106 años. Se indican los lı́mites para los vientos de estrellas
PG 1159 dados por Unglaub & Bues (2000) (lı́nea celeste) y cuando la razón
de abundancias superficiales H/He es igual a 0.1 y 0.01 (lı́neas en violeta). Esta
región, marcada por los lı́mites de vientos, es una zona de transición para las DA
y DAO (DAO: son EBs DA que muestran lı́neas de H pero también de HeII).
En objetos ricos en H con baja gravedad superficial, las lı́neas de He pueden ser
detectables debido a la existencia de vientos con una tasa de pérdida de masa de
Ṁ & 10−12 M∗ /yr que previenen o retardan el asentamiento gravitacional. En
el caso de las PG 1159, se predice que evolucionan a DO una vez que el viento
cae por debajo de 10−13 M∗ /yr. En la figura se observa que: A) el grueso de las
Distribuciones en masa de PG, DO y DB: conexiones evolutivas
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observaciones se encuentran entre 0.6 y 2.5 Myr. B) los miembros más calientes
de la muestra, por ende más jovenes, tienen edades de 0.10 Myr y menores y, en
su mayorı́a, la masa es menor. C) para edades mayores que 0.4 Myr, la población
de DOs con gravedades altas aumenta (para log Tef . 4.9).
En la figura 2 comparamos la distribución en masa de las DO representadas en la figura 1 con la distribución en masa de las estrellas PG 1159 (Miller
Bertolami & Althaus 2006) y las DB más calientes que Tef =16000K (Kepler et
al. 2007). Vemos que: A) las DOs masivas superan en número a las PG 1159.
B) la masa media de las DO es de 0.644 M⊙ , considerablemente mayor que la
masa media de las PG 1159 que es 0.573 M⊙ . Hemos analizado la muestra de 78
PG 1159+DO como un todo. Dividimos la muestra en dos grupos uno joven (J)
y otro viejo (V). El joven, compuesto de todas las estrellas con edades menores a
0.3 Myr, esto incluye 37 PG 1159 y 12 DO jóvenes y, el viejo, con edades mayores
que 0.4 Myr consituido por 29 estrellas DO (no hay PG 1159 en el grupo viejo).
La elección de la división en 0.3-0.4 Myr para los dos grupos parece arbitraria
pero es precisamente en donde Unglaub & Bues (2000) estudiaron los diferentes
vientos. Esta división permite estudiar la posibilidad de que las PG 1159 y DO
formen una secuencia evolutiva aislada. De la muestra observamos que: A) el
grupo joven tiene una masa media de MJ =0.584 M⊙ y varianza σJ =0.080 M⊙ .
B) el grupo viejo MV =0.655 M⊙ y σV =0.087 M⊙ . De aquı́ se desprende que
la diferencia en la masa media teniendo en cuenta la varianza de cada muestra,
es notable sugiriendo que ambas distribuciones de masa son significativamente
diferentes. Esto es confirmado por el test de Kolmogorov-Smirnov. Dicho test
nos dice que la probabilidad de que ambas muestras sean tomadas de la misma
distribución de masa es muy pequeña del orden de ∼ 10−5 . Esto sugiere que
puede haber otro canal evolutivo operando dentro de la secuencia PG 1159
−→ DO. Por ejemplo, es posible que no todas las PG 1159 evolucionen en EBs
calientes DO. En particular aquellas PG 1159 que son el resultado de un LTP
(Late Thermal Pulse), se espera que evolucionen en EBs DA, evitando ası́ el
estado de DO. Cabe señalar que en el LTP los protones son diluidos obteniendo
bajas abundancias superficiales, en el VLTP, son completamente quemados.
Se ha propuesto que algunas DO son el resultado de un canal evolutivo que
involucra las estrellas deficientes en H, RCrB. Las RCrB son estrellas gigantes
de He. Se cree que son el resultado del colapso de dos EBs, una de las cuales
está compuesta principalmente de He y la otra de C y O (Iben & Tutukov 1984,
Iben et al. 1996). El canal que involucra las RCrB con las DO (Canal 2) es el
siguiente (ver Rauch et al. 1998, 2006):
RCrB −→ EHe (extreme He-stars) −→ sdO(He) −→ O(He) −→ DO
Las estrellas O(He) son un subtipo de las ECNP con espectros que muestran
lı́neas de absorción dominadas por HeII (hay sólo 4 conocidas). Por el contrario,
las PG 1159 nunca muestran abundancias superficiales dominadas por He.
Regresando a la figura 1, notamos que: A) el grupo joven de las DO se ubica
por encima del lı́mite para el viento para las estrellas PG 1159. Por encima de
esta lı́nea la pérdida de masa es lo suficientemente grande como para prevenir el
asentamiento gravitacional. Por lo tanto, la transformación de PG 1159 en DO
serı́a de esperar que ocurriera debajo de esta lı́nea. B) Las DOs menos masivas no
son descendientes de las PG 1159. Esto se desprende del hecho que para edades
menores que 0.3-0.4 Myr, la población de las DO es marcadamente menos masiva
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J. A. Panei et al.
que las de mayores edades. Por lo tanto, tenemos que en las DO jóvenes, baja
masa y en las DO viejas, mayor masa. C) Para las DO menos masivas, el número
de las jóvenes supera al de las viejas. Esto puede ser indicio de que algunas DO
de baja masa se transforman en DA. Esto sucede porque aquellas DO de baja
masa con edades menores que 0.3-0.4 Myr, pueden presentar alguna traza de H
en su envoltura, pero, a medida que evoluciona, el asentamiento gravitacional
actúa de manera tal que el H asciende difundiendo el He hacia abajo. En el
plano log Tef − log g, esto podrı́a suceder en la región marcada por las dos lı́neas
violeta. En este caso, las DO (o más precisamente DAO) evolucionan en DA.
Finalmente, en la figura 2 la masa media de la distribución de DB tiene un
valor de 0.711 M⊙ , considerablemente mayor que la masa media de las DO de
0.644 M⊙ . Esta diferencia entre ambas masas medias no tiene explicación, ya
que las DO evolucionarı́an en DB. Sin embargo, es posible que la masas dadas
para calcular la distribución de las DB pueden estar sobreestimadas. Kepler et
al. (2007) proponen que un incremento en la gravedad superficial de las DBs (y
por ende mayor masa), puede provenir de modelos de atmósfera con una fı́sica
incorrecta o muy pobre. Otro factor en el cambio de gravedad puede deberse
al hecho de la existencia de trazas de C en las atmósferas de las DB, ya que
por ejemplo en EBs DQ, las gravedades superficales derivadas de modelos de
atmósferas con C son menores que las obtenidas en modelos con He puro.
3.
Conclusiones
Mediante un análisis estadı́stico de las distribuciones de estrellas deficientes en
H, PG 1159 y DO, y analizando su ubicación en el plano log Tef − log g, hemos
podido mostrar que debe existir otro canal alternativo para la formación de
EBs DO, que el ya conocido Canal 1. Se presume pues que la otra vı́a para
la formación de las EBs deficientes en H, DO, es el canal que involucra a las
estrellas gigantes de He, las estrellas RCrB, esto es el Canal 2.
Referencias
Althaus, L., Serenelli, A., Panei, J., Córsico, A., Garcia-Berro, E. & Scóccola, C. 2005,
A&A, 435, 631
Dreizler, S. & Werner, K. 1996, A&A, 314, 217
Dreizler, S., Werner, K., Heber, U., Reid, N., & Hagen, H. 1997 in “The Third Conference
on Faint Blue Stars” New York, L. Davis Press, 303
Hügelmeyer, S., Dreizler, S., Homeier, D., Krzesiński, J., Werner, K., Nitta, A., & Kleinman, S. 2006, A&A, 454, 617
Iben, I., & Tutukov , A. 1984, ApJSuppl 54, 335
Iben, I., Tutukov , A., & Yungelson, L. 1996, ApJ456, 750
Kepler, S. O., Kleinman, S. J., Nitta, A., Koester, D., castanheira, B. G.,Giovannini,
O., Costa, A. F. M., Althaus, L. G., 2007, MNRAS, 375, 1315
Miller Bertolami, M., & Althaus, L. 2006, A&A, 454, 845
Rauch, T., Dreizler, S., & Wolff, B. 1998, A&A338, 651
Rauch, T., Reiff, E., Werner, K., Herwig, F., Koesterke, L., & Kruk, J. 2006, ASP Conf.
Ser., 348, 194
Unglaub, K. & Bues, I. 2000, A&A, 359, 1042