Etapas Finales de los Sistemas Planetarios Extra-Solares

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como parte de los requerimientos para obtener el t´ıtulo de

Licenciada en Astronom´ıa de la

Universidad Nacional de C´ordoba

Etapas Finales de los Sistemas

Planetarios Extra-Solares

Leila Yamila Saker

Directoras: Dra. Mercedes G´omez

Dra. Carolina Chavero

Diciembre, 2013

c

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Clasificaci´on:

97.20.Rp Faint blue stars (including blue stragglers), white dwarfs, degenerate stars, nuclei of planetary nebulae (for planetary nebulae, see 98.38.Ly or 98.58.Li)

97.60.-s Late stages of stellar evolution (including black holes) 97.82.Fs Substellar companions; planets

97.82.Jw Infrared excess; debris disks; protoplanetary disks; exo-zodiacal dust

Palabras Clave: Enanas blancas, estrellas evolucionadas, exceso infrarrojo, discos debris, compa˜neros sub-estelares.

Resumen

Existen algunas evidencias observacionales (l´ıneas de metales en sus atmósferas y exceso infrarrojo asociado a un disco de polvo) que sugieren la existencia de sistemas planetarios en Enanas Blancas. El estudio de estas evidencias podr´ıa proporcionar indicios sobre las etapas finales de los sistemas planetarios y en particular, de nuestro propio Sistema Solar. En este Trabajo Final de Licenciatura, se realizó el modelado de las distribuciones espectrales de energ´ıa de un grupo de estas estrellas, con el propósito de caracterizar estos discos. Posteriormente, se comparó la ubicación de los discos con la zona de habitabilidad de cada Enana Blanca y se determinó que hay casos en los que existe una superposición. Además, se obtuvo que los discos en Enanas Blancas son de menores dimensiones y menos masivos que los discos de estrellas de Secuencia Principal. Por último, se realizó un estudio comparativo de las propiedades de Enanas Blancas con y sin excesos infrarrojos, y entre Enanas Blancas y estrellas de Secuencia Principal con discos, y se vió que las Enanas Blancas con discos tienden a tener mayores ´ındices de color.

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A mi familia, por acompa˜narme a lo largo de toda la carrera...

A mis directoras, Mercedes y Carolina, por el gran apoyo recibido para realizar este trabajo...

A mis amigos, ya sea de la carrera o de la vida, por todos los momentos compar-tidos...

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´Indice general

Resumen _i Agradecimientos _ii Introducción 2 1. Evolución Estelar 4 1.1. Introducción . . . 4 1.2. Pre-Secuencia Principal . . . 4 1.3. Secuencia Principal . . . 6 1.3.1. Discos Circunestelares . . . 10 1.4. Post-Secuencia Principal . . . 15

1.4.1. Gigante o Supergigante Roja . . . 15

1.4.2. Etapas Finales . . . 16 1.5. Diagrama H-R . . . 22 1.5.1. Cúmulos Estelares . . . 23 2. Enanas Blancas 28 2.1. Introducción . . . 28 2.2. Caracter´ısticas . . . 28 2.3. Estructura Interna . . . 32 2.4. Atmósfera . . . 33 2.5. Clasificación Espectral . . . 33 2.6. Zona de Habitabilidad . . . 38

3. Planetas y Discos en Estrellas Evolucionadas 44 3.1. Introducci´on . . . 44

3.2. Planetas en Gigantes Rojas . . . 44

3.3. Planetas y Discos en P´ulsares . . . 47

3.4. Compa˜neros Sub-Estelares en Enanas Blancas . . . 52

3.4.1. Binarias Catacl´ısmicas . . . 52

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3.4.4. ¿Planetas en Enanas Blancas? . . . 56

3.4.5. Relevamiento Super WASP . . . 58

3.5. Evidencias Indirectas de Planetas en Enanas Blancas . . . 60

3.5.1. Discos de Polvo . . . 60

3.5.2. Discos de Gas . . . 65

4. Modelado de las Distribuciones Espectrales de Energ´ıa de Enanas Blancas con Discos Debris 67 4.1. Introducci´on . . . 67

4.2. Muestra Analizada . . . 67

4.3. Modelado de las SEDs . . . 70

4.3.1. Modelo Utilizado . . . 70

4.3.2. Procedimiento de Modelado . . . 73

4.3.3. Resultados Obtenidos . . . 74

4.4. Ubicaci´on de Discos vs. Zona de Habitabilidad . . . 76

4.4.1. Modelo Utilizado . . . 77

4.4.2. Resultados Obtenidos . . . 79

4.5. Comparaci´on de Par´ametros de Discos en Enanas Blancas y en Estre-llas de Secuencia Principal . . . 81

4.5.1. Radio Externo . . . 81

4.5.2. Masa de los Discos . . . 83

4.6. S´ıntesis y Resultados . . . 84

5. Enanas Blancas con y sin Discos debris 98 5.1. Introducci´on . . . 98

5.2. Muestra Analizada . . . 98

5.3. Comparación de Caracter´ısticas de Enanas Blancas con y sin Discos . 99 5.3.1. Distribución de Distancias, Magnitudes, Índices de Color y Metalicidad . . . 100

5.3.2. An´alisis Diagramas Color-Color . . . 104

5.3.3. Otros An´alisis . . . 104

5.4. Comparaci´on entre Enanas Blancas y Estrellas de Secuencia Principal con Discos . . . 108

5.4.1. Distribuci´on de ´Indices de Color H−K y W1−W2 . . . 110

5.4.2. An´alisis Diagramas Color-Color . . . 110

5.5. S´ıntesis y Resultados . . . 112

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Perspectivas Futuras 127

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De los más de 950 sistemas planetarios conocidos al presente, aproximadamente, 70 están asociados con estrellas que están transitando las etapas finales de su evolu-ción. Si bien se han detectado planetas en Estrellas Gigantes, en Variables Catacl´ısmi-cas (estrellas binarias constituidas por una Enana Blanca y una Enana Roja) y en Púlsares, al presente no hay aún ningún planeta confirmado alrededor de Enanas Blan-cas, objetos que representan la etapa evolutiva final de estrellas como el Sol. Sin em-bargo, existen algunas evidencias observacionales que sugieren la existencia de sis-temas planetarios en estas estrellas. Tanto las l´ıneas de metales que contaminan las atmósferas de algunas Enanas Blancas, como as´ı también la presencia de discos de polvo alrededor de ellas podr´ıan ser el resultado de la destrucción tidal de asteroides, cometas y cuerpos rocosos menores como planetesimales o planetas. El estudio de es-tas evidencias podr´ıa, eventualmente, proporcionar indicios sobre las etapas finales de los sistemas planetarios extrasolares y en particular, de nuestro propio Sistema Solar.

En este Trabajo Especial de Licenciatura, se propone caracterizar en forma sis-temática los excesos infrarrojos detectados en Enanas Blancas. Para ello, se realizó una intensa búsqueda en la literatura y en catálogos, con el fin de identificar todas las Enanas Blancas conocidas al presente, que presentan discos de polvo. De esta mues-tra, se seleccionaron 29 objetos, a los cuales se les realizó el modelado de sus dis-tribuciones espectrales de energ´ıa, mediante el código de Wolf & Hillenbrand (2003). Posteriormente, se comparó la ubicación de los discos con la zona de habitabilidad de cada Enana Blanca y se compararon las dimensiones y masas de estos discos con las caracter´ısticas de discos de tipo debris presentes en estrellas de Secuencia Princi-pal. Por último, se realizó un estudio estad´ıstico y comparativo de las propiedades de Enanas Blancas con y sin excesos infrarrojos, que muestran l´ıneas de metales en sus atmósferas, con el fin de investigar posibles diferencias entre ambas muestras.

En el Cap´ıtulo 1, se analizan las distintas etapas que atraviesan las estrellas y el tiempo que les lleva completar su ciclo, desde su formación hasta su muerte, depen-diendo de la masa inicial que poseen. En el Cap´ıtulo 2, se detallan las caracter´ısticas de las Enanas Blancas; además se define la zona de habitabilidad y se ve como var´ıa dicha región con la edad para estas estrellas. En el Cap´ıtulo 3, se muestran los

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Introducci´on

3

tados encontrados en la literatura referidos a la búsqueda y detección de planetas y discos en estrellas evolucionadas, haciendo hincapié en los indicios indirectos de la presencia de sistemas planetarios en Enanas Blancas. En el Cap´ıtulo 4, se presentan el modelado de las distribuciones espectrales de energ´ıa de las Enanas Blancas que presentan discos (o más precisamente excesos en sus distribuciones espectrales de e-nerg´ıa), la comparación tanto con la zona de habitabilidad como con discos en estrellas de Secuencia Principal y los resultados obtenidos. En el Cap´ıtulo 5, se muestra un es-tudio comparativo de las propiedades de Enanas Blancas con y sin excesos infrarrojos, y entre Enanas Blancas y estrellas de Secuencia Principal con discos; por último, se presentan los resultados obtenidos.

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Evoluci´on Estelar

1.1. Introducci´on

Se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que experimenta una estrella a lo largo de su existencia. Las fases que atraviesan las estrellas y el tiempo que les lleva completar su ciclo, desde su formación hasta su muerte, dependen de las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares, de su composición qu´ımica y fundamentalmente de su masa inicial. Estrellas de baja masa, como el Sol, van a terminar como una Enana Blanca en un lapso de 109años, mientras que estrellas más masivas van a finalizar su evolución como Estrellas de Neutrones o Agujeros Negros, en un lapso de 5×106_{años (Figura 1.1).}

As´ı, la evolución de las estrellas puede describirse como una competencia en-tre la fuerza gravitatoria que tiende a comprimir la esen-trella y la nuclear que tiende a oponerse a esa contracción a través de la presión térmica resultante de las reacciones nucleares. La etapa en la cual ambas tienden a equilibrarse se denomina Secuencia Principal, y es la fase evolutiva más estable que tienen estos objetos. Teniendo esto en cuenta, podemos separar a la evolución estelar en tres etapas: Pre-Secuencia Principal (Sección 1.2), Secuencia Principal (Sección 1.3) y Post-Secuencia Principal (Sección 1.4). Analizando el diagrama de Hertzsprung-Russell, se puede estudiar la evolución estelar (Sección 1.5).

1.2. Pre-Secuencia Principal

El modelo estándar de formación de una estrella individual de baja masa, establece que las estrellas se forman a partir del colapso gravitatorio de núcleos densos en nubes moleculares, formadas principalmente por gas en estado molecular (predominante-mente hidrógeno) y polvo. El material con momento angular bajo se acumula en el

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1.2 Pre-Secuencia Principal 5

Figura 1.1: Distintas fases que atraviesan las estrellas, dependiendo de sus masas y el tiempo que les lleva llegar a las etapas finales. Imagen extraida de la p´agina: http://biomic2010.blogspot.com.ar/2011/06/evolucion-estelar.html.

centro, mientras que aquel con momento angular alto forma el disco circunestelar. La temperatura en el interior de la estrella en formación, llamada protoestrella, aumen-ta debido al colapso graviaumen-tatorio, hasaumen-ta que es lo suficientemente elevada como para que comiencen algunas reacciones termonucleares. Estas reacciones generan energ´ıa nuclear y la protoestrella comienza a irradiar; la presión y la temperatura en el inte-rior estelar se estabilizan y cesa la contracción gravitacional. Cuando esto ocurre, la estrella alcanza el equilibrio hidróstatico y llega a la Secuencia Principal.

Sin embargo, antes de llegar a Secuencia Principal, la protoestrella pasa por 4 fases denominadas Clase 0, Clase I, Clase II y Clase III. Durante las etapas tempranas del colapso (Clase 0 y Clase I), el sistema protoestrella+disco comienza a eyectar vien-tos altamente colimados, principalmente a lo largo del eje de rotación. Esvien-tos vienvien-tos, llamados flujos moleculares bipolares, limpian el material de la zona circundante al eje de rotación. En esta fase inicial de formación (llamada etapa del colapso gravita-torio) la protoestrella está altamente embebida en su nube molecular, y por lo tanto no es posible observarla en el rango óptico del espectro. Los objetos de Clase II, tam-bién denominados estrellas T Tauri Clásicas o CTTS (Clasical T Tauri Star) poseen discos de acreción mediante los cuales la fuente central sigue ganando masa. En esta etapa, la envolvente ha sido prácticamente agotada y los flujos bipolares o bien han disminuido considerablemente o se han extinguido. La edad promedio de este tipo de estrellas es de 106 años. Finalmente, los objetos de Clase III, denominados estrellas T Tauri de emisión débil o WTTS (Weak T Tauri Star), no poseen flujos bipolares y

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tienen discos remanentes (de baja masa) o prácticamente inexistentes. Se ha detec-tado en los espectros la presencia de polvo procesado como silicatos cristalinos, los cuales hacen referencia a un tamaño de polvo de mayor tamaño y más estructurado que el del polvo presente en la nube primigenia que comenzó a formar la protoestre-lla. En el panel superior de la Figura 1.2 se puede ver un esquema de estas 4 fases. Las primeras etapas del colapso se encuentran en los paneles superiores, mientras que las etapas finales se representan en los paneles inferiores. Una caracter´ıstica distintiva de las distribuciones espectrales de energ´ıa (SEDs, siglas en inglés de Spectral Energy Distributions), de estrellas en formación, es la presencia de excesos en emisión en el infrarrojo (panel inferior Figura 1.2).

1.3. Secuencia Principal

En la fase de Secuencia Principal la estrella pasa la mayor parte de su vida, trans-formando hidrógeno en helio. El tiempo de permanencia de las estrellas en esta etapa, depende de la masa de las mismas. Es sencillo demostrar que cuanto mayor es la masa de la estrella, más corta será su permanencia en Secuencia Principal. Suponiendo que la luminosidad L es constante en esta etapa, entonces:

ET otal = L × ∆t. (1.1)

Teniendo en cuenta la famosa relaci´on entre energ´ıa E y masa M encontrada por Eins-tein, dada por la ecuaci´on:

ET otal = f × M × c2, (1.2)

donde f es la fracción de la masa total de hidrógeno consumida en esta fase, M es la masa de hidrógeno de la estrella y c es la velocidad de la luz, se puede ver que el tiempo de permanencia en Secuencia Principal es:

∆t = f × M × c2

L . (1.3)

Combinando esta ecuaci´on con la relaci´on Masa-Luminosidad L ∝ M3_{propuesta por}

Iben (1967), se obtiene que:

∆t ∝ M−2

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1.3 Secuencia Principal 7

Figura 1.2: En el panel superior se muestra un esquema de Pre–Secuencia Principal para es-trellas de baja masa, en donde se ven las 4 fases que atraviesan las eses-trellas antes de lle-gar a Secuencia Principal. En el panel inferior, se tienen distribuciones espectrales de energ´ıa esquemáticas para objetos de Clase 0, Clase I (paneles superiores izquierdo y derecho, res-pectivamente), Clase II y Clase III (paneles inferiores izquierdo y derecho, respectivamente). Imágenes extraidas y adaptadas de las páginas: http://www.iar.unlp.edu.ar/divulgacion/art-difu-17.htm y http://www.phys.unsw.edu.au/jacara/pilotscience.php.

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es la permanencia de la estrella en Secuencia Principal. La Tabla 1.1, tomada del trabajo de Billings (2006), lista el tiempo de vida o de permanencia en Secuencia Principal de estrellas con una composici´on qu´ımica semejante a la solar, en el rango de masas de 60 a 0,21 M. Aqu´ı se ve que una estrella muy masiva, por ejemplo de

60 M, pasa 0,4 millones de a˜nos en Secuencia Principal, mientras que una estrella de

baja masa, por ejemplo de 0,2 M, pasa 490 mil millones de a˜nos. Es decir, estrellas

de masa muy peque˜na tienen un tiempo de permanencia mayor a la edad estimada del universo (∼14 mil millones de a˜nos).

Tabla 1.1:Tiempo de vida o de permanencia en Secuencia Principal1

Tiempo de vida en Tipo Espectral Masa Estelar [M] Secuencia Principal

(106_a˜nos) O5 60.00 0.4 B0 17.50 8 B5 5.90 100 A0 2.90 700 A5 2.00 1800 F0 1.50 3600 F5 1.40 4300 G0 1.05 8900 G5 0.92 12000 K0 0.79 18000 K5 0.67 27000 M0 0.51 54000 M5 0.21 490000

Nota:1Obtenida del trabajo de Billings et al. (2006).

Como ya se mencionó, una vez que la estrella llega a Secuencia Principal va a pasar la mayor parte de su tiempo transformando hidrógeno en helio. Dicha transformación puede efectuarse, dependiendo de la masa de la estrella, a través de la cadena Protón-Protón o el ciclo CNO.

Cadena Prot´on-Prot´on

En este mecanismo de fusión, cuatro núcleos de hidrógeno (es decir, cuatro pro-tones) reaccionan y forman un núcleo simple de helio. En primer lugar, dos protones

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(que denotamos H1

1) se fusionan, produciendo un n´ucleo de deuterio H 2

1 (un prot´on y

un neutrón), un neutrino ν (part´ıcula sin carga, con masa muy pequeña) y un positrón β (part´ıcula positiva, de igual masa que el electrón):

H₁1+ H₁1 −→ H₁2+ β₊+ υ

A continuación, ese núcleo de deuterio puede fusionarse con otro protón, origi-nando un nuevo núcleo formado por dos protones y un neutrón, es decir un isótopo de helio (He3₂), más radiación γ:

H₁2+ H₁1 −→ He3₂+ γ

El paso final puede seguir varios caminos, pero el más común es que se unan dos de esos isótopos de helio He3

2 para dar un n´ucleo ordinario de helio con dos protones

y dos neutrones (He4

2) y dos protones libres de nuevo:

H₂3+ H₂3 −→ He4₂+ H₁1+ H₁1

En el panel izquierdo de la Figura 1.3 se puede ver esquematizado este proceso. La cadena Protón-Protón es más eficiente para estrellas con temperaturas menores a los 1,6 × 107K.

Ciclo CNO

El resultado neto de este ciclo es similar al de la cadena Protón-Protón, es decir, cuatro protones se transforman en un núcleo de helio ordinario, liberándose energ´ıa en el proceso. En este caso, el carbono, el nitrógeno y el ox´ıgeno sirven de catalizadores de la reacción. En la primera reacción, un núcleo de carbono ordinario C₆12, con 6 protones y 6 neutrones, se combina con un protón formando un núcleo de un isótopo del nitrógeno (N₇13) y liberándose radiación γ:

C₆12+ H₁1 −→ N₇13+ γ

Este núcleo es inestable, por lo que decae espontáneamente en un núcleo de un isótopo de carbono (C13

6 ), y se liberan un positr´on y un neutrino:

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En la tercera reacci´on, el is´otopo de carbono C13

6 se combina con otro prot´on, formando

un núcleo de nitrógeno ordinario y se libera radiación γ:

C13₆ + H₁1 −→ N₇14+ γ Luego, el n´ucleo de nitr´ogeno N14

7 se combina con un tercer prot´on, dando lugar a un

n´ucleo de un is´otopo del ox´ıgeno (O15

8 ) y liber´andose nuevamente radiaci´on γ:

N₇14+ H1₁ −→ O15₈ + γ El is´otopo de ox´ıgeno O15

8 decae espontáneamente en otro isótopo del nitrógeno (N 15 7 ),

en un positr´on y en un neutrino:

O15₈ −→ N₇15+ β₊+ υ

Finalmente, este is´otopo de nitr´ogeno N15

7 se combina con otro prot´on para formar un

nuevo n´ucleo de carbono ordinario (C12

6 ) y un n´ucleo de helio ordinario.

N₇15+ H1₁ −→ C₆12+ He4₂

En el panel derecho de la Figura 1.3 se muestra esquematizado este ciclo. Este meca-nismo de fusi´on predomina en estrellas con temperaturas centrales mayores a los 1,6 × 107_K.

En cualquiera de estos casos, solo el 0,7 % del hidrógeno quemado se convierte en energ´ıa nuclear por lo cual la estrella prácticamente no altera su masa durante mucho tiempo. Sin embargo en su región central, la composición qu´ımica comienza gradualmente a modificarse a medida que el helio se va acumulando en el centro de la estrella. Este cambio de composición, origina pequeños cambios en la luminosidad y el radio de la estrella.

1.3.1. Discos Circunestelares

Los discos tienen importancia no solo en la formación de la propia estrella, sino también porque es en ellos que se formarán los planetas y demás cuerpos menores. La evidencia observacional muestra que los discos asociados a estrellas jóvenes (T Tauri Clásicas) están compuestos principalmente de gas (99 % de su masa) y un por-centaje de ∼1 % lo constituyen part´ıculas de polvo con tamaños del orden de 1 micrón (Mgas/Mpolvo ∼ 100). En esta etapa son masivos y se extienden desde distancias

cer-canas (∼ 0.1 UA) a la proto-estrella, hasta algunos centenares de UA. Sin embargo, los discos presentes en estrellas de Secuencia Principal, presentan car´acteristicas dife-rentes.

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Figura 1.3: En los paneles izquierdo y derecho se muestra una representación esquemática de los mecanismos de fusión denominados Cadena Protón-Protón y Ciclo CNO, respectivamente. En ambos casos, el resultado neto es el mismo: cuatro protones reaccionan y forman un núcleo simple de helio. Estas imagenes fueron extraidas de las páginas web: http: //eltamiz.com/2007/09/06/la-vida-privada-de-las-estrellas-las-entranas-de-una-estrella/ y http://es.wikipedia.org/wiki/Ciclo CNO.

Discos Debris o de Escombros

En la década de 1980 el satélite infrarrojo IRAS (Infrared Astronomical Satellite) detectó un conjunto de estrellas brillantes de Secuencia Principal (de tipos espectrales A-F) con edades del orden de 108_-109_{años, que mostraban una emisión en el infrarrojo}

por encima de lo que se esperar´ıa para la fotósfera de una estrella normal. A este grupo de estrellas se lo denominó “Estrellas de Tipo Vega”. Esto se debió a que la estrella Vega fue una de las primeras en las que se detectó esta caracter´ıstica (Aumann et al. 1984). Este hallazgo sorprendió, ya que en esa época los excesos en emisión en el infrarrojo se los asociaba usualmente con estrellas en formación.

La evidencia observacional sugiere que, de manera análoga al Sistema Solar, los discos de las estrellas de tipo Vega deben haber agotado gran parte de su material original y eliminado cualquier vestigio del material de la nube primigenia (Backman & Paresce 1993; Lagrange et al. 2000; Zuckerman 2001). Estos discos estar´ıan forma-dos por polvo de segunda generación, producto de colisiones entre cuerpos menores tipo planetoides-asteroides y/o por la destrucción de cometas. Estas part´ıculas de

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pol-vo ser´ıan las responsables de reprocesar la radiación de la estrella central produciendo los excesos en emisión en el infrarrojo observados en la estrellas de tipo Vega (Back-man & Paresce 1993; Lagrange et al. 2000; Zucker(Back-man 2001; Wyatt 2008). A los discos asociados a estrellas de secuencia principal, se los denominó discos debris o de escombros.

Con la llegada del satélite Spitzer la sensibilidad instrumental fue suficiente para incrementar el número de discos debris en estrellas de tipos espectrales FGK. El panorama que surge de estas observaciones es que las estrellas de tipo solar pare-cen tener sus discos limpios de material a < 10 UA de la estrella en 107 _-108 _años

(Bryden et al. 2006). Para cuando alcanzan una edad del orden de 109 _{a˜nos los discos}

parecen consistir solo en un anillo en la parte más externa del sistema. Las temperatu-ras del material que componen esos anillos son del orden de 400-60 K, se encuentran de 10 a 100 UA de la estrella y el polvo está compuesto de silicatos con distintos tamaños. Una de las caracter´ısticas distintivas de estos discos es que se encuentran relativamente limpios de gas; el cociente de la masa de gas (Mgas) y la masa de polvo

(Mpolvo) es Mgas/Mpolvo∼ 0,1 (Wolf & Hillenbrand 2003).

Tiempo después de la detección de los primeros discos debris, se comenzaron a tomar imágenes de algunos de ellos. Estas imágenes han revelado la presencia de distintos tipos de estructuras en los discos debris. El caso de la estrella Fomalhaut es muy interesante debido a las caracter´ısticas que presenta. Esta es una estrella de Secuencia Principal, de tipo espectral A4 V, que se encuentra a una distancia de ∼7,7 pc. En la Figura 1.4 se muestra una imagen del disco de Fomahault adquirida por Kalas et al. (2005). Se puede identificar claramente la estructura con forma de anillo del disco alrededor de la estrella (en la parte central), oculta por una máscara coronográfica. Los autores estiman que el radio interno del anillo es de 133 UA, y tiene un ancho de 25 UA. Esta imagen también presenta un esquema donde se indica la posición del centro del anillo junto con la posición de la estrella. Al contrario de lo que podr´ıa esperarse, la posición del anillo esta desplazada a ∼15,3 UA respecto de la posición de la estrella. Posteriormente, Kalas et al. (2008) reportaron la detección de un planeta asociado a la estrella. La fuente se ubica a ∼115 UA de la estrella, por dentro del anillo de Fomalhaut. Los autores estimaron un l´ımite superior para la masa de este objeto de 3 MJU Py una excentricidad para su órbita de e= 0,11.

Evoluci´on de los Discos

Al considerar toda la evidencia, surge la noción de que debe haber una evolu-ción de los discos, durante la cual el gas se va disipando y las part´ıculas de polvo deben crecer en tamaño para dar lugar a la formación de cuerpos más grandes, como planetas. Actualmente existe cierto consenso de cómo debe producirse la evolución de

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Figura 1.4:En el panel superior, vemos una imagen del disco de Fomahault adquirida por Kalas et al. (2005). En el panel inferior, se presenta un esquema donde se indica la posici´on de la estrella junto con la posici´on del centro del anillo, el cual vemos que esta desplazado.

los discos circunestelares. A medida que estos evolucionan comienzan a “limpiarse” de material desde la parte más cercana a la estrella, hacia la parte más externa. Esta hipótesis viene respaldada por la noción de que las mayores temperaturas, presiones e influencia de la estrella en la región interna, aceleran el proceso de limpieza y el procesamiento de las part´ıculas. Esta idea, también es avalada por el hecho de que los espectros en el infrarrojo cercano y medio muestran evidencias de que estos tienen estructuras más organizadas o cristalinas a medida que se observan estrellas de mayor edad (Furlan et al. 2009; Kim et al. 2009; Sargent et al. 2009). Además, la evidencia observacional indica que estrellas de mayor edad tienen una frecuencia menor de ex-cesos en el infrarrojo cercano. La Figura 1.5 sugiere una posible secuencia evolutiva

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para los discos. El panel superior representa una estrella joven de tipo T Tauri (106

años), con un disco de gran masa, rico en gas y polvo. El panel intermedio muestra una estrella (con una edad del orden de 100 ×106 _{años) que presenta un disco más}

evolucionado, donde la masa de gas es mucho menor a la de la etapa anterior. En esta fase, parte del material del disco puede haberse utilizado en la formación de uno o más planetas. Por último, en el panel inferior, vemos un sistema similar al Sistema Solar (edad del orden de 1000×106_{años) con un anillo de objetos en la parte más externa y}

planetas orbitando en la parte interna.

Figura 1.5:Esquema representativo de la evoluci´on de los discos circunestelares. Imagen obtenida de la p´agina: http://rdu.unc.edu.ar/bitstream/handle/11086/23/15250.pdf?sequence=1.

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1.4 Post-Secuencia Principal 15

1.4. Post-Secuencia Principal

1.4.1. Gigante o Supergigante Roja

Cuando la estrella ha consumido el 10 % de su masa de hidrógeno (l´ımite de Chandrasekhar-Shoemberg), se produce una crisis provocada por la acumulación de helio en el núcleo. La combustión del hidrógeno continúa en una área brillante que rodea al núcleo y las cenizas de helio se contraen por su propio peso. Debido a esta contracción, aumenta la temperatura nuclear, acelerándose la fusión alrededor del cen-tro estelar. Las regiones exteriores hierven y se expanden. La estrella crece en tamaño y aumenta su brillo pero la temperatura de las capas externas, cada vez más alejadas del núcleo, disminuye. La estrella se enfr´ıa, enrojece y envejece. Esta fase recibe el nombre de Gigante o Supergigante Roja, dependiendo de la masa de la estrella. En el panel izquierdo de la Figura 1.6 se muestra una representación de estos cambios, para el caso de una estrella de baja masa.

Cuando la estrella ha consumido aproximadamente el 40 % de su masa de hidrógeno, se produce una nueva crisis. El núcleo de helio se contrae de tal manera que produce un aumento de la presión y de la temperatura en esa región. Cuando la temperatura alcanza el orden de 108_{K el helio comienza a fusionarse, produciendo carbono}

medi-ante el proceso triple α (en el panel derecho de la Figura 1.6 se presenta un esquema de este proceso). En primer lugar, se fusionan dos part´ıculas α (núcleos de helio), formando un núcleo de berilio ordinario (Be8₄) y liberando radiación γ:

He4₂+ He4₂ −→ Be8₄+ γ Luego, el n´ucleo de berilio Be8

4se combina con otra part´ıcula alfa, formando un n´ucleo

de carbono ordinario (C12

6 ) y liberando nuevamente radiaci´on γ:

Be8₄+ He4₂ −→ C12₆ + γ

A medida que la temperatura nuclear crece, se producen distintos elementos qu´ımi-cos. El proceso triple α puede continuar mediante la fusión del núcleo de carbono con otra part´ıcula α. Como resultado de esta nueva reacción, se obtiene un núcleo de ox´ıgeno ordinario (O16

8 ). Si este se fusiona con otra part´ıcula α, se obtiene un n´ucleo de

ne´on ordinario (Ne20

10). De esta manera, se van a ir formando elementos cada vez m´as

pesados en el interior estelar. Estrellas de baja masa alcanzan la temperatura necesaria para producir elementos pesados hasta el carbono, mientras que estrellas más masivas continúan produciendo elementos más pesados hasta el hierro, hasta que la estrella acaba con una estructura interna similar a la de una cebolla, con diversas capas, cada

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Figura 1.6:El panel izquierdo muestra una representación esquemática de la etapa Gigante Roja, para una estrella de baja masa. A la derecha, se ve el mecanismo de fusión triple α. Estas imágenes fueron extra´ıdas de las páginas web: http: //www.cienciakanija.com/2011/04/05/las-estrellas-gigantes-revelan-sus-secretos-internos-por-primera-vez/ y http://es.wikipedia.org/wiki/Proceso triple-alfa.

una de una composici´on distinta (paneles izquierdo y derecho de la Figura 1.7 respec-tivamente).

1.4.2. Etapas Finales

Cuando el núcleo estelar agota las fuentes de energ´ıa nuclear, comienza a con-traerse (ya que no hay ninguna reacción que frene el colapso) y llega a la etapa final de su vida. El tipo de objeto final va a depender de la masa inicial y de cuánta masa haya perdido o ganado la estrella a lo largo de su vida. Si una estrella llega a la fase de Gigante Roja con una masa inferior a 1,4Mva a terminar como una Enana

Blan-ca. A este valor l´ımite, más allá del cual la presión del gas electrónico degenerado no es capaz de contrarrestar la fuerza de gravedad en un remanente estelar, se lo conoce como l´ımite de Chandrasekhar. Estrellas con masas superiores a este valor l´ımite, van a colapsar y terminar sus vidas como Estrellas de Neutrones o Agujeros Negros.

Nebulosas Planetarias+ Enanas Blancas

En el caso de estrellas de masa semejante al Sol, el núcleo (formado principal-mente por carbono) se contraerá fuerteprincipal-mente y aumentará la temperatura central. Di-cho aumento acelera el proceso de quemazón de la capa de helio que rodea este núcleo. Al mismo tiempo, la envolvente exterior de la estrella se expande y se enfr´ıa. Esta ex-pansión puede llegar a ser tan grande, que la envolvente se puede separar del núcleo,

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Figura 1.7:Los paneles izquierdo y derecho muestran los elementos qu´ımicos que se van produciendo en el n´ucleo estelar durante la fase de Gigante y Supegigante Roja, respectivamente. Estas im´agenes fueron obtenidas de las paginas web: http://pachane.blogspot.com.ar/2011/06/estrellas-gigantes.html y http://www.vigiacosmos.es/evolucion-estelar.html.

formándose la Nebulosa Planetaria. El núcleo sin su envolvente, se denomina Enana Blanca. En el cap´ıtulo 2, se ven las caracter´ısticas de estas estrellas. En la Figura 1.8 se muestra una secuencia de imágenes en las cuales, a medida que transcurre el tiem-po, se ve el desprendimiento gradual de las capas externas, formándose la nebulosa planetaria y quedando la Enana Blanca en el centro.

En el caso de estrellas menos masivas, las temperaturas centrales son bastante menores, por lo que la quemazón del helio que rodea el núcleo puede no ser apre-ciable. En estos casos, la contracción gravitacional continúa, pudiendo terminar co-mo Enanas Blancas, sin eyectar sus envolventes. Estrellas más masivas, con masas iniciales mayores a 8M, podr´ıan también terminar como Enanas Blancas por algún

proceso de eyecci´on de masa o por intercambio de masa entre miembros de un sistema binario.

Explosi´on de Supernova

Como ya se mencion´o, si la estrella llega a la fase en la que se agota su energ´ıa nuclear con una masa mayor que 1.4 M, la presi´on de los electrones no alcanza

a sostener la estructura estelar y se produce una especie de colapso, que libera una enorme cantidad de energ´ıa. Como consecuencia de este colapso del núcleo, las por-ciones más externas de la estrella son puestas en contacto con las altas temperaturas del mismo. Debido a esto, durante los últimos instantes del colapso, se van a producir muchos elementos pesados. La envoltura se contrae, choca con el núcleo y rebota, generando una onda de choque y las capas exteriores se expanden. El fenómeno

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con-Figura 1.8: Secuencia temporal de im´agenes, tomadas entre mayo de 2002 y octubre de 2004 por el Telescopio Espacial Hubble, de V838 Mon. Imagen extraida de la p´agina: http://heritage.stsci.edu/2005/02/supplemental.html.

junto de la explosión y la eyección de material estelar se denomina Supernova. En la Figura 1.9, se muestra el remanente de SN 1604, también conocida como Supernova de Kepler.

Una supernova puede llegar a ser 20-25 magnitudes más brillante que el Sol. Du-rante esta etapa, la radiación emitida es tan grande que la estrella puede rivalizar en brillo con la galaxia a la que pertenece. Posteriormente, su brillo decrece de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente.

Las supernovas eyectan una fracción sustancial de la masa original de la estrella, por lo tanto la explosión enriquece el medio interestelar con elementos pesados. En la actualidad se acepta que estos fenómenos constituyen uno de los principales produc-tores de elementos más pesados que el hierro. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas estrellas.

Estos evento también se pueden producir cuando una Enana Blanca, miembro de un sistema binario, recibe suficiente masa de su compañera como para superar el l´ımite de Chandrasekhar. En ese caso, la presión de su núcleo será tan grande que se fusio-nará y se producirá una gran explosión termonuclear (supernova). Tras la explosión de Supernova, el núcleo interior continúa colapsando. Este remanente estelar contiene sólo una pequeña fracción de la masa inicial de la estrella. En este caso, hay dos posi-bles configuraciones de equilibrio, conocidas como Estrella de Neutrones y Agujero Negro.

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Figura 1.9:En el panel inferior, se muestran fotograf´ıas tomadas por distintos telescopios de SN 1604, conocido como remanente de supernova Kepler. En el panel superior, se tiene la imagen combinada de estas fotograf´ıas. Imagen extra´ıda de la p´agina: http://www.spitzer.caltech.edu/.

Estrellas de Neutrones+ Pulsares

Debido a la elevada masa que se contrae, la violencia del colapso es tan grande que, en consecuencia, se forma como remanente una Estrella de Neutrones. Ésta es una estrella más compacta que una Enana Blanca, con una presión y densidad tan grandes que los protones y electrones son obligados a interactuar formando un gas de neutrones; es la presión degenerada de este gas de neutrones la que previene el colapso gravitatorio y resulta en la formación de la Estrella de Neutrones.

T´ıpicamente, estas estrellas tienen densidades del orden de 1017 g/cm3_{. Adem´as,}

pueden tener una masa inferior a 3M(denominado l´ımite de de

Tolman-Oppenheimer-Volkoff) por lo que sus di´ametros oscilan entre 15 y 20 km. Se estima que sus tempera-turas superficiales tendr´ıan que ser del orden de 106 _{K o mayores, y deber´ıan tener}

velocidades de rotación elevadas (debido a la conservación del momento angular, la fuerte compresión a la que es sometido el núcleo de la estrella normal para formar la Estrella de Neutrones, da lugar a un gran incremento en la velocidad de rotación) que van desde algunos segundos hasta pocos milisegundos y campos magnéticos muy

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intensos, del orden de 1012 _{Gauss, debido a la conservaci´on del flujo magn´etico.}

La estructura interna de las Estrellas de Neutrones se divide en una serie de ca-pas caracter´ısticas a medida que la densidad de la materia que las compone aumenta hacia su interior, como se muestra en el panel izquierdo de la Figura 1.10. La zona más externa está formada por una atmósfera de unos pocos cent´ımetros de espesor seguida de una envoltura l´ıquida de algunos metros de profundidad. A densidades mayores a 106g/cm3, comienza a desarrollarse la corteza, que es una red cristalina sólida. La corteza sólida tiene una muy alta conductividad, por lo que es capaz de so-portar grandes corrientes eléctricas que dan origen a los intensos campos magnéticos. Su espesor es de aproximadamente un kilómetro, por lo que representa un 10 % de la estrella. Por último, a densidades del orden de 1015g/cm3 comienza a desarrollarse el núcleo de la estrella, con un espesor de una decena de kilómetros. Poco se sabe acerca de la composición y propiedades de la región más interna del núcleo, ya que las densidades alcanzadas por la materia en esa zona, no pueden ser reproducidas en los laboratorios terrestres.

Figura 1.10:En el panel izquierdo se puede ver el modelo de la estructura interna de una Estrella de Neutrones, mientras que en el panel derecho se tiene una representación de un Púlsar. Imágenes extra´ıdas, respectivamente, de las páginas: http://www.iar.unlp.edu.ar/divulgacion/images/difu22-fig03.jpg y http://www.iar.unlp.edu.ar/divulgacion/images/difu22-fig01.jpg.

En 1967 se detectaron señales, que se repet´ıan periódicamente en intervalos de varios segundos a milésimas de segundos en longitudes de onda de radio, asociadas a una fuente puntual a la que se denomino “Púlsar”. Del análisis de estos pulsos pudo determinarse que se trataba de un objeto en rápida rotación ya que la radiación obser-vada no pod´ıa ser explicada por oscilaciones acústicas. Rápidamente se la asoció con una Estrella de Neutrones en rápida rotación y con un campo magnético muy inten-so (panel derecho de la Figura 1.10). Estos objetos emiten una corriente de energ´ıa constante, la cual se concentra en una corriente de part´ıculas electromagnéticas que

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los polos magnéticos de la estrella expulsan a la velocidad de la luz. El eje magnético de la Estrella de Neutrones está en ángulo con el eje de rotación y a medida que la estrella gira, este rayo de energ´ıa recorre el espacio como el rayo de un faro. Sólo cuando este rayo brilla directamente sobre la Tierra se puede detectar el Púlsar con radiotelescopios.

Actualmente se conocen en total unas dos mil Estrellas de Neutrones, de las cuales aproximadamente unas trescientas se encuentran en sistemas binarios, ya sea con com-pañeras normales, Enanas Blancas o con otra Estrella de Neutrones. Cuando las Estre-llas de Neutrones en sistemas binarios sufren un proceso de acreción de materia de sus estrellas compañeras, el sistema binario se vuelve una intensa fuente de rayos X. Esto se debe a que la materia que cae a la superficie de la Estrella de Neutrones emite radiación al ser acelerada por su intenso campo gravitatorio y también debido al fuerte rozamiento o viscosidad de la parte más interna del disco que forma la materia antes de caer (Figura 1.11).

Agujeros Negros

Una estrella que llega al final de su vida con una masa > 4.3M, de acuerdo con

la Relatividad General, sufrirá un colapso completo luego del cual tenderá hacia una configuración mucho más concentrada que la de una Estrella de Neutrones. Estos ob-jetos son tan compactos, que generan un campo gravitatorio de tal intensidad que ni la luz puede escapar del mismo. Por consiguiente, no emiten radiación y de ah´ı el nombre de Agujero Negro.

Dado que los Agujeros Negros no son visibles, sólo pueden ser detectados de manera indirecta. Existen, principalmente, dos formas de detectar estos objetos: la primera es a través de sistemas binarios, cuando el Agujero Negro es una de las com-ponentes del sistema; la otra es a través del fenómeno de microlentes gravitacionales. Cuando un objeto compacto (Estrella de Neutrones o Agujero Negro) forma parte de un sistema binario, junto a una estrella normal, el análisis de movimiento orbital de la compañera visible podr´ıa indicar que el objeto con el cual está vinculado esta estrella, tiene las caracter´ısticas de un Agujero Negro. Otra posibilidad es que el ob-jeto compacto forme parte de un sistema binario cerrado. En estos sistemas cercanos la estrella visible excede su l´ımite de Roche, siendo sus capas externas acretadas por el objeto compacto y formándose un disco de acreción alrededor del mismo. La tem-peratura del material aumenta de tal manera que este disco emite en rayos X (Figura 1.11). Sólo la gravedad de una Estrella de Neutrones o un Agujero Negro es capaz de producir rayos X en un sistema binario próximo. Si al calcular la masa del objeto com-pacto en estos sistemas binarios se encuentra que la misma supera las 3 M, entonces

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Figura 1.11: Representación art´ıstica de un Agujero Negro (o una Estrella de Neutrones) con una estrella compañera. La materia que cae, forma un disco de acreción el cual emite en rayos X. Imagen extra´ıda de la página: http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Accretion disk.jpg.

El fenómeno de lentes gravitacionales se produce cuando la luz procedente de objetos distantes y brillantes se curva alrededor de un objeto masivo, que actúa como lente, situado entre el objeto emisor y el receptor. Si la lente es de baja masa (objetos de masa estelar) la separación angular entre las imágenes de la fuente no se puede resolver. Sin embargo, si hay movimiento relativo entre la lente y la fuente, a medida que la lente pasa frente a esta se produce un cambio en el brillo aparente del objeto emisor (Figura 1.12). Cuando se produce variabilidad de la fuente debido a una lente de masa estelar, el fenómeno se denomina de microlentes. De momento, este es el único método para detectar Agujeros Negros de masa estelar aislados.

1.5. Diagrama H-R

El diagrama Hertzsprung-Russell (o Diagrama H-R), es un gráfico que clasifica a las estrellas según la etapa evolutiva en la cual se encuentran, por lo que se utiliza para estudiar la evolución estelar. En él, se muestra la relación entre las magnitudes absolutas o luminosidades de las mismas versus sus tipos espectrales o temperaturas efectivas.

Un examen del diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones espec´ıficas del mismo (panel izquierdo de la Figura 1.13). La predomi-nante es la diagonal que va de la regi´on superior izquierda (caliente y brillante) a la

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1.5 Diagrama H-R 23

Figura 1.12: Representaci´on del aumento en el brillo que se produce en la imagen de la estrella fuente al pasar un Agujero Negro delante de ella. Imagen extra´ıda de la p´agina: http://www.oarval.org/LBHssp.htm.

regi´on inferior derecha (fr´ıa y menos brillante) donde se ubican las estrellas que se encuentran en la fase de Secuencia Principal. En la esquina inferior izquierda se en-cuentran las Enanas Blancas, y por encima de la secuencia principal se enen-cuentran las Gigantes y Supergigantes Rojas. En el panel derecho de la Figura 1.13 se muestra co-mo cambia la posici´on en el diagrama de una estrella coco-mo el Sol, a medida que esta evoluciona. Una de las complicaciones de realizar un diagrama H-R es que la cantidad del eje vertical, la magnitud absoluta, no es observable directamente; para calcularla, es necesario conocer la distancia a la cual se encuentran los objetos.

1.5.1. C ´

umulos Estelares

Un c´umulo estelar es un conjunto de estrellas agrupadas, de tal manera que la fuerza gravitatoria con que ellas se atraen es mayor que la que ejerce la galaxia como un todo sobre cada estrella del conjunto. Todas las estrellas de un mismo c´umulo se

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Figura 1.13: El panel izquierdo indica las distintas regiones en que se agrupan las estrellas en un diagrama H-R, mientras que en el panel derecho, se tiene una repre-sentación de la evolución de una estrella como el Sol en dicho diagrama. Imágenes ex-tra´ıdas, respectivamente, de las páginas: http://www.odiseacosmica.com/2009/01/el-diagrama-hr.html y http://www2.astro.psu.edu/users/cpalma/astro10/class11.html.

han formado prácticamente al mismo tiempo, a partir de material interestelar de una determinada composición qu´ımica. Por lo tanto, desde un punto de vista evolutivo, la masa de cada estrella será el único elemento que las diferencie dentro del cúmulo. Esto hace que los cúmulos estelares sean excelentes laboratorios para estudiar la evolución estelar mediante el estudio de su diagrama H-R ya que al estar todas las estrellas a la misma distancia de la Tierra, se puede usar su magnitud aparente en lugar de la magnitud absoluta.

Existen dos tipos de cúmulos estelares. Los denominados cúmulos abiertos están formados por 102− 103 estrellas, tienen forma irregular, se encuentran por lo general en el plano galáctico y están formados por estrellas de población I. Estas estrellas con-tienen cantidades significativas de elementos más pesados, los cuales fueron creados por anteriores generaciones de estrellas y diseminados en el medio interestelar por explosiones de Supernovas. Nuestro Sol es una estrella de población I. El otro tipo son los cúmulos globulares. Estos están compuestos por 105 _{− 10}7 _{estrellas, tienen}

forma esférica, se encuentran en el halo de la galaxia y están formados por estrellas de Población II. Estas son estrellas más viejas que las de poblacion I, y son pobres en metales. En la Figura 1.14 se pueden ver las diferencias morfológicas de ambos tipos de cúmulos. En el panel izquierdo se tiene una imagen de las Pleyádes, el cual es un conocido cúmulo abierto compuesto por ∼500 estrellas. En el panel derecho, se muestra una imagen de Omega Centauri que es un cúmulo globular compuesto por varios millones de estrellas.

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1.5 Diagrama H-R 25

Figura 1.14: El panel izquierdo se muestra una imagen de las Pleyádes, mientras que en el panel derecho, se presenta una imagen de Omega Centauri. Imágenes extra´ıdas de la página: http://www.spitzer.caltech.edu/.

Al comparar diagramas H-R de ambos tipos de cúmulos, se pone en evidencia que las estrellas que ellos contienen pertenecen a dos poblaciones distintas. Al analizar el diagrama H-R de cúmulos globulares, se ve que todos estos cúmulos tienen diagra-mas similares, donde ya casi todas las estrellas salieron de la Secuencia Principal, e inclusive muchas están dirigiéndose a la zona de las Enanas Blancas. Por el contrario, los diagramas H-R de cúmulos abiertos presentan algunas diferencias entre s´ı (Figura 1.15), las cuales se deben principalmente a efectos de edad. No obstante, se observa que la mayor´ıa de sus estrellas se encuentran en la Secuencia Principal. En los pane-les superior e inferior de la Figura 1.16 se muestran, a modo de ejemplo, el diagrama H-R de un cúmulo abierto (Pléyades) y de un cúmulo globular (Omega Centauri), respectivamente.

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Figura 1.15:Diagrama H-R compuesto con c´umulos abiertos bien conocidos y de distintas edades. Imagen extra´ıda de la p´agina: http: //infobservador.blogspot.com.ar/2010/12/los-cumulos-abiertos-y-globulares.html.

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1.5 Diagrama H-R 27

Figura 1.16:En el panel superior se muestra el diagrama H-R de un cúmulo abierto (Pléyades) y en el panel inferior, se puede ver el diagrama de un cúmulo globular (Omega Centauri). Imágenes extra´ıdas de la página: http://www2.astro.psu.edu/users/cpalma/astro10/class11.html.

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Enanas Blancas

2.1. Introducci´on

Las llamadas Enanas Blancas representan uno de los estadios evolutivos finales de las estrellas y se cree que será el destino de ∼ 97 % de las estrellas de nuestra Galaxia. Se trata de objetos con radios pequeños y densidades muy elevadas, por lo que forman parte de las estrellas compactas, pues son una de las formas de materia más densas conocidas, junto con las Estrellas de Neutrones y los Agujeros Negros.

Aún sin conocer su naturaleza, a finales del siglo XIX eran conocidas 3 Enanas Blancas: 40 Eridanio B (detectada en 1783), Sirio B (detectada en 1862) y Procyon B (detectada en 1896). Este número creció con programas de búsqueda a 111 en 1950 (29 de ellas descubiertas en el Observatorio Astronómico de Córdoba, Argentina). Actualmente, la cifra se elevó a más de 10000 con la ayuda del SDSS1, y se calcula que existen mil millones de Enanas Blancas en la Galaxia, un cuarto de ellas en sistemas binarios.

En este Cap´ıtulo se presentan las caracter´ısticas de estas estrellas (Sección 2.2), su estructura interna (Sección 2.3) y la clasificación espectral desarrollada para las mismas (Sección 2.5). Por último, se define la zona de habitabilidad y se muestra donde se localiza y se analiza cómo var´ıa dicha región en función del tiempo (Sección 2.6).

2.2. Caracter´ısticas

Se las denomin´o Enanas Blancas ya que, debido a su elevada temperatura superfi-cial se presentaban como objetos blanquecinos cuando se las observaba con los teles-copios. Se conocen Enanas Blancas desde 0,17 M (Bassa et al. 2006) hasta 1,33 M

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2.2 Caracter´ısticas 29

(Vennes & Kawka 2008), aunque la gran mayor´ıa de ellas se encuentra entre 0,5 y 0,7 M. El radio estimado de estas estrellas se sit´ua entre 0,008 y 0,02 R, una cifra muy

cercana al radio terrestre, de aproximadamente 0,009 R (Figura 2.1). En la Figura

2.2, se muestra la relaci´on entre el radio R y la masa M de las Enanas Blancas, para aproximaciones no relativista, donde no hay un l´ımite de masa

R ∼ M−1/3,

y relativista donde el l´ımite de masa es

Mlim ∼ N2

}c G

!2/3 ,

siendo N el número de electrones por unidad de masa, c la velocidad de la luz, } la constante reducida de Planck y G la constante de gravitación universal. En esta aproximación, a medida que añadimos masa a una Enana Blanca, su radio disminuye, y según el principio de incertidumbre de Heisenberg, la cantidad de movimiento, y por lo tanto la velocidad de los electrones, aumenta. A medida que aumenta esta velocidad y se va aproximando a la velocidad de la luz c, la masa de la Enana Blanca M se va aproximando a Mlim. Por lo tanto, ninguna Enana Blanca puede ser más pesada que el

l´ımite de masa (L´ımite de Chandrasekhar). Tienen densidades medias altas, del orden de 106g/cm3.

Figura 2.1: En esta representación esquemática, se muestra una comparación en-tre el tamaño de las Enanas Blancas respecto a la Tierra. Imagen obtenida de: http://danielmarin.blogspot.com.ar/2011/03/planetas-habitables-alrededor-de-Enanas.html.

Como en su n´ucleo ya no se producen reacciones termonucleares, la estrella no tiene ninguna fuente de energ´ıa que equilibre el colapso gravitatorio, por lo que la

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Figura 2.2: Relaci´on Radio-Masa para las Enanas Blancas. La curva azul presenta un mod-elo no relativista, donde no habr´ıa l´ımite de masa, mientras que la curva verde, que sigue un modelo relativista, muestra que el l´ımite de masa es de 1,44 M. Imagen obtenida de:

http://es.wikipedia.org/wiki/Enana Blancacite note-54.

Enana Blanca se va comprimiendo sobre s´ı misma debido a su propio peso. Sin em-bargo, el material estelar que se encuentra a a densidades muy elevadas, ya no se va a comportar como un gas ordinario. Los electrones se encuentran tan próximos entre s´ı, que no pueden moverse completamente al azar y solo pueden cambiar su velocidad al intercambiar sus órbitas con otros electrones. Las leyes de la Mecánica Cuántica todav´ıa se mantienen, en particular el Principio de Exclusión de Pauli. Por lo tanto, los electrones se ven obligados a moverse a altas velocidades, generando la llamada presión degenerada de los electrones, que es la que efectivamente se opone al colapso de la estrella.

Una vez que cesa la contracci´on gravitatoria, estos objetos gradualmente se en-fr´ıan, y se desplazan hacia la derecha y hacia abajo del diagrama H-R (Figura 2.3). Es decir, a medida que transcurre el tiempo, la temperatura superficial va descendiendo, el espectro de la radiaci´on se va desplazando hacia un color rojizo, y la luminosidad va disminuyendo. Este proceso es extremadamente lento, pudiendo tardar 1 × 1010

años para alcanzar una temperatura de 3000 K. Con el tiempo, las Enanas Blancas se enfriarán hasta tal punto que dejarán de irradiar y se convertirán en Enanas Negras, aproximándose a la temperatura del entorno e igualándose con la radiación de fondo

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2.2 Caracter´ısticas 31

de microondas. Sin embargo, en la actualidad, y debido a la corta edad del universo, no hay indicios de la existencia de Enanas Negras.

Figura 2.3: En este esquema correspondiente a la trayectoria evolutiva de Post-Secuencia Prin-cipal de una estrella de 1 M en el diagrama H-R, se puede ver que a medida que la Enana

Blanca se enfr´ıa, se desplaza hacia la derecha y hacia abajo. Imagen obtenida de la p´agina: http://evolutiestelara.wordpress.com/.

La temperatura efectiva de las Enanas Blancas, comprende desde temperaturas inferiores a los 4000 hasta los 150000 K, siendo el error t´ıpico en la estimaci´on de dicha temperatura del ∼ 10

Al analizar el ensanchamiento de lineas espectrales (por ejemplo la linea K del calcio ionizado) y la separación de frecuencias pulsacionales, se estimó que estas es-trellas son rotadores muy lentos, con velocidades de rotación ecuatoriales 10 Km/h (Berger et al. 2005). Además, las pulsaciones observadas en Enanas Blancas son no radiales y tienen amplitudes t´ıpicas entre 0,004-0,3 magnitudes en los espectros óptico y ultravioleta. Estos objetos pueden experimentar pulsaciones, con per´ıodos t´ıpicos de pocos minutos, en distintos momentos de su vida. Los grupos conocidos de Enanas Blancas pulsantes son:

• ZZ Ceti (o DAV): Enanas Blancas de tipo espectral DA (la clasificación espec-tral se describe en la Sección 2.5), temperaturas efectivas entre T=10500-12500 K, gravedad superficial log g= 7,8-8,8 y per´ıodos de pulsación entre P= 2-23 min.

• V777 her (o DBV): Enanas Blancas de tipo espectral DB (ver Secci´on 2.5), temperaturas efectivas entre T=22000-29000 K, gravedad superficial log g= 7,6-8,2 y

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per´ıodos de pulsaci´on entre P= 2-18 min.

• PG 1159 (o DOV, ver Secci´on 2.5): Enanas Blancas con temperaturas entre T=80000-180000 K, gravedad superficial log g=5,5-7,5 y per´ıodos de pulsaci´on P= 5-100 min.

• Hot DQ (o DQV, ver Secci´on 2.5): Enanas Blancas con temperaturas entre T=19000-22000 K, y per´ıodos de pulsaci´on entre P= 4-18 min.

El l´ımite habitual de detección de campos magnéticos en estas estrellas era de ∼30 kG, pero fue reducido a 1 kG, gracias al VLT (ESO)2. Jordan et al. (2007), es-tablecieron que un 10 % de las Enanas Blancas poseen campos magnéticos superiores a 103kG, mientras que un 20 % estar´ıan dentro del orden de 1 kG.

2.3. Estructura Interna

Como se vió en el Cap´ıtulo 1, las Enanas Blancas están constituidas básicamente por carbono y ox´ıgeno, como resultado de la fusión del helio. Sin embargo, sobre la superficie hay una capa de hidrógeno o helio, que forma la atmósfera de la estrella. Sólo unas pocas (∼1 %) están formadas integramente por helio, al no haber llegado a quemarlo.

Salpeter (1961) predijó que los núcleos de las Enanas Blancas deb´ıan cristalizar a medida que se enfr´ıan con el tiempo. En un modelo t´ıpico de Enana Blanca, la cristali-zación no comienza hasta que la superficie alcanza los 6000-8000 K. En estrellas más masivas el efecto comienza a temperaturas de superficie más elevadas. En la Figura 2.4, se presenta un esquema del proceso de cristalización para el caso de una Enana Blanca con una masa t´ıpica de 0,6 M. En una primera fase, el núcleo compacto,

for-mado por carbono y ox´ıgeno, se mantiene isotermo, transmitiendo su calor a la región superficial de hidrógeno y helio. El ox´ıgeno cristaliza antes que el carbono por lo que, en la segunda fase, el núcleo empieza a cristalizar enriqueciéndose de ox´ıgeno y des-plazando el carbono hacia la región más externa, que, finalmente, también termina por cristalizar. Este proceso emite nueva radiación latente que detiene el enfriamiento de la estrella. Finalmente la cristalización concluye y la estrella sigue enfriándose al ritmo normal hasta que ésta deja de radiar, convirtiéndose en una Enana negra.

El descubrimiento de las pulsaciones en la atmósfera de hidrógeno de la Enana Blanca BPM 37093 (Kanaan et al. 1992) proporcionó la primera oportunidad de veri-ficar esta hipótesis. Metcalfe et al. (2004) usaron el per´ıodo de pulsación que se ob-serva en BPM 37093, para analizar el interior y determinar emp´ıricamente el tamaño del núcleo cristalizado. La valoración inicial de los modelos sugiere fuertemente la presencia de un núcleo sólido que contiene alrededor del 90 % de la masa estelar, lo

(38)

2.4 Atm´osfera 33

Figura 2.4:Esquema del proceso de cristalizaci´on para el caso de una Enana Blanca con una masa t´ıpica de 0,6 M. Imagen obtenida de la p´agina: http://es.wikipedia.org/wiki/Enana Blancacite

note-metcalfe1-83.

que resulta consistente con las previsiones te´oricas.

2.4. Atm´osfera

La atmósfera estelar es la región de una estrella de donde escapa la radiación en forma definitiva al espacio interestelar, es decir, es la única parte que se puede ob-servar. La atmósfera de las Enanas Blancas está compuesta casi en su totalidad de hidrógeno o de helio. La explicación de este hecho la proporcionó Évry Schatzman en 1940, quien expuso que la alta gravedad superficial separaba los elementos, atrayendo más fuertemente los elementos pesados hacia su centro, y quedando los más ligeros en la superficie (Figura 2.5). Es decir, cualquier posible elemento qu´ımico pesado (Ca, Fe, Mg, Cr, Ni, S, O, Na, etc.) en su atmósfera se hunde en escalas temporales de u-nos pocos d´ıas a un millón de año (dependiendo de la masa y temperatura superficial, Koester & Wilken 2006). Este tiempo es considerablemente menor que el tiempo de enfriamiento de estas estrellas (108-109años).

Se ha calculado que una atmósfera rica en helio posee una masa aproximada del 1 % de la masa total de la estrella, y una atmósfera compuesta de hidrógeno, el 0,01 % del total. A pesar de la fracción que representa, esta capa externa determina la evolu-ción térmica de la Enana Blanca; los electrones degenerados conducen bien el calor, por lo que la masa de la Enana Blanca es casi isotérmica. La opacidad a la radiación de las capas externas permite que las Enanas Blancas se enfr´ıen con mayor lentitud.

2.5. Clasificaci´on Espectral

Kuiper, en 1941 fue el primero en intentar clasificar los espectros de las Enanas Blancas, sin embargo fueron Edward M. Sion y colaboradores quienes establecieron

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Figura 2.5:Esquema del interior de una Enana Blanca, donde se puede ver la separación o estratifi-cación de los distintos elementos y la pequeña fracción de la atmósfera, que eventualmente está consti-tuida por hidrógeno. Imagen obtenida de la página: http://universe-review.ca/F08-star11.htm.

en 1983 el sistema utilizado en la actualidad, el cual desde entonces ha sido revisado en diversas ocasiones. Dicho sistema clasifica el espectro con un s´ımbolo, que consiste en una D inicial ya que se trata de objetos degenerados, seguido de una secuencia de letras (Tabla 2.1) y un ´ındice de temperaturas, que se calcula dividiendo la temperatura efectiva por 50400 K, ya que la temperatura superficial est´a ´ıntimamente relacionada con el espectro.

Estas estrellas se clasifican básicamente en 6 tipos espectrales: DA, DB, DO, DC, DZ, DQ. Las Enanas Blancas del tipo DA, que se caracterizan por tener atmósferas ri-cas en hidrógeno, conforman el 80 % de las Enanas Blanri-cas analizadas espectroscópi-camente. Presentan l´ıneas de Balmer, por lo que sus temperaturas efectivas se encuen-tran comprendidas entre 5000 K hasta ∼ 105 _{K (panel superior Figura 2.6). La gran}

mayor´ıa de los restantes tipos (DB, DO, DC, DZ) poseen atmósferas ricas en helio. El tipo espectral DB, es el segundo más abundante y el principal de las deficientes en hidrógeno. Estas Enanas Blancas poseen atmósferas ricas en helio neutro, con temperaturas efectivas entre 11000 y 30000 K ya que a temperaturas mas fr´ıas, el helio se torna invisible espectroscópicamente (panel inferior Figura 2.6). Las Enanas Blan-cas de tipo DO muestran principalmente lineas de helio ionizado y son muy calientes, con Te f f entre ∼45000 – 150000 K (panel superior Figura 2.7). Las Enanas Blancas de

tipo DC, presentan un espectro prácticamente continuo, por lo que se cree que tienen atmósferas de helio puro, ya que es el único elemento que a temperaturas efectivas

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2.5 Clasificaci´on Espectral 35

Tabla 2.1:Clasificaci´on espectral de las Enanas Blancas

Tipo

Espectral Caracter´ısticas

DA L´ıneas de Balmer. No hay l´ıneas de metales o de HeI. DB L´ıneas de HeI. No hay l´ıneas de metales o de H. DO L´ıneas de HeII, acompa˜nadas por l´ıneas de H o de HeI. DC Espectro continuo (l´ıneas < 5 % de profundidad). DZ L´ıneas de metales. No hay l´ıneas de H o de HeI. DQ L´ıneas o bandas del carbono

P Enana Blanca magnética con polarización detectable. H Enana Blanca magnética sin polarización detectable. E L´ıneas en emisión.

V Enana Blanca variable.

? Espectro de clasificaci´on incierta.

bajas (_{. 11000 K) produce espectros sin l´ıneas espectrales (panel inferior Figura 2.7).} La clase DZ est´a formada por estrellas fr´ıas, con Te f f entre ∼4000 – 15000 K, y sus

espectros muestran l´ıneas de metales (panel superior Figura 2.8). Sólo una pequeña fracción de las Enanas Blancas (aproximadamente el 0,1 %) tienen atmósferas en las que el elemento principal es el carbono (tipo DQ). Estas estrellas tienen temperaturas efectivas entre 4000 – 13000 K (panel inferior Figura 2.8). Si se detectan rasgos secun-darios, se suele agregar otra letra a la clasificación, por ejemplo una Enana Blanca que posea un campo magnético polarizado, una temperatura efectiva de 17.000 K, y una l´ınea de absorción en la que domina el helio neutro pero que también tiene hidrógeno, se trata de una DBAP3.

Uno de los modelos de formación de las distintas clases espectrales más aceptados actualmente es el siguiente. La evolución de los objetos, luego de la fase de Gigante Roja y Nebulosa Planetaria, se separa en dos secuencias de Enanas Blancas, una con estrellas atmósferas ricas en hidrógeno y la otra con objetos deficientes en hidrógeno, en una proporción de 4 a 1 respectivamente. Se considera que las Enanas Blancas ricas en hidrógeno a medida que se enfr´ıan, recorren toda la clase DA en su amplio rango de temperaturas. Por el contrario, se calcula que la mayor´ıa de las Enanas Blancas deficientes en hidrógeno son el resultado de episodios de renacimiento (born-again). Estos consisten en un pulso térmico muy tard´ıo, procedente de la fusión del helio en la fase temprana de enfriamiento de la estrella, inmediatamente después de que finalizó la fusión del hidrógeno. Al comienzo de este pulso térmico, el hidrógeno superficial

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Figura 2.6:Espectros de Enanas Blancas de tipo espectral DA (panel superior) y DB (panel inferior). Im´agenes extra´ıdas del trabajo de Eisenstein et al. (2006).

restante es arrastrado por convecci´on hacia el interior y, debido a las altas temperaturas es quemado completamente. Luego de este pulso, la estrella se enfr´ıa definitivamente, quedando con una envoltura rica en helio y contaminada por productos de su fusi´on (por ejemplo C y O).

Las estrellas de tipo PG 1159 son objetos deficientes en hidrógeno, cuyos espectros muestran, además de fuertes lineas de helio ionizado, C y O altamente ionizados. En el diagrama H-R, las pre-Enanas Blancas tipo PG 1159 se superponen con las de tipo espectral DO, lo que lleva a suponer que las PG 1159 son progenitoras de estas. Para el tipo espectral DQ se acepta en general que el carbono presente en su atmósfera se

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2.5 Clasificaci´on Espectral 37

Figura 2.7:Espectros de Enanas Blancas de tipo espectral DO (panel superior) y DC (panel inferior). Im´agenes extra´ıdas de los trabajos de Werner et al. (2005) y Kawka (2006).

origina cuando la zona convectiva de la envoltura de helio de estrellas de clase DB alcanza el núcleo rico en carbono, siendo parte del mismo arrastrado a la superficie (Pelletier et al. 1986). Los elementos más pesados que el carbono, que se observan en las DZ, no pueden ser primordiales, porque el tiempo de difusión (de unos pocos d´ıas a un millón de años), es considerablemente menor al tiempo de enfriamiento de estos objetos (108_-109 _{años). Se propuso que la estrella acretaba material interestelar,}

sin embargo, esta hipótesis tiene varios problemas, siendo los más desconcertantes la ausencia de nubes densas cercanas al Sol, y el déficit de hidrógeno en el material acretado, ya que al ser el elemento más liviano deber´ıa observarse en la atmósfera

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Figura 2.8:Espectros de Enanas Blancas de tipo espectral DZ (panel superior) y DQ (panel inferior). Im´agenes extra´ıdas de los trabajos de Dufour et al. (2006) y Kawka (2006).

estelar, pero raramente se observa en estas estrellas.

2.6. Zona de Habitabilidad

Se define la Zona de Habitabilidad Estelar como el rango de distancias desde la estrella huésped en el cual la presencia de agua liquida en la superficie de un hipotético planeta está asegurada por un tiempo m´ınimo tmin (Porto de Mello et al. 2006). Este

tminsuele tomarse de 3 Gyr, ya que es el tiempo estimado para el surgimiento de la vida

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2.6 Zona de Habitabilidad 39

variar a medida que la estrella evolucione. Por ejemplo, en el caso del Sol actualmente se encuentra entre 0,95-1,15 UA (panel superior Figura 2.9), sin embargo, se estima que cuando sea una Gigante Roja se encontrar´a entre 7-22 UA (panel inferior Figura 2.9).

Figura 2.9:En el panel superior se muestra la zona de habitabilidad actual para el Sol, mientras que en el panel inferior se indica dicha regi´on para cuando este sea una Gigante Roja.

Agol (2011) determin´o la zona habitable de las Enanas Blancas (WDHZ). Este autor propuso que dado de que las Enanas Blancas m´as comunes tienen temperaturas superficiales de ≈5000 K y luminosidades muy bajas, un planeta deber´ıa orbitar muy cerca para recibir el mismo flujo que la Tierra recibe del Sol, por lo que este planeta deber´ıa encontrarse a ≈0,01 UA para estar a una temperatura a la que exista agua l´ıquida en su superficie.

Antes de convertirse en una Enana Blanca, una estrella similar al Sol se expande en la fase de Gigante Roja, siendo lo m´as probable que termine engullendo planetas dentro de ≈1 UA, por lo que planetas presentes en la WDHZ deben llegar a la misma

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después de la evolución de la estrella. Esto puede ocurrir a través de varios caminos: pueden formarse del material que se encuentra cerca de la Enana Blanca, a través de la interacción o la fusión de estrellas binarias (Livio et al. 2005), o por la captura o la migración desde distancias más grandes (Debes & Sigurdsson 2002).

Figura 2.10: distancia orbital del planeta vs. edad de la Enana Blanca. En esta figura se presenta la zona de habitabilidad para una Enana Blanca t´ıpica de masa 0,6 M y atm´osfera de hidr´ogeno,

sombreada en azul. La l´ınea de trazos es el l´ımite de Roche para planetas con densidad terrestre, y la l´ınea de puntos denota el l´ımite para la CHZ. Imagen extra´ıda del trabajo de Agol (2011).

En la Figura 2.10 se muestra la WDHZ en función del tiempo para una Enana Blanca t´ıpica de masa 0,6 My atmósfera de hidrógeno. Como se puede ver, esta

re-gión sombreada en azul, se reduce con el tiempo a medida que la estrella se enfr´ıa. Un planeta, a una determinada distancia orbital de la estrella, entra en la parte inferior de la Figura y se mueve verticalmente hacia arriba. En un primer momento se encuentra a una temperatura demasiado caliente para que exista agua l´ıquida en su superficie, luego, a medida que la estrella se enfr´ıa, llega a la WDHZ. A medida que transcurre el tiempo, finalmente el planeta va a salir de dicha región. La duración de un planeta den-tro de la WDHZ, tiene un máximo de 8 Gyr a ≈0,01 UA. Esta distancia es casi el doble del l´ımite de Roche, que establece el valor de distancia m´ınima a la cual puede orbitar un planeta sin que se produzca la sincronización tidal entre el per´ıodo de rotación y orbital del mismo. Para estas estrellas este valor es de ∼0,005 UA.

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2.6 Zona de Habitabilidad 41

Agol definio la Zona Continuamente Habitable (CHZ) como el rango de distancias orbitales a que son habitables para un tiempo de duración m´ınima, Tmin. Él tomó una

duraci´on m´ınima de Tmin = 3 Gyr, que, para el caso de una Enana Blanca t´ıpica, se

traduce en un rango de distancias 0,005 < a < 0,02 AU; un planeta que orbita dentro de estas distancias pasa por lo menos 3 Gyr dentro de la WDHZ. En la Figura 2.11 se muestra como var´ıa el l´ımite externo de la CHZ, dependiendo de la masa de la estrella y el valor de Tmin adoptado.

Figura 2.11: Masa de las Enanas Blancas vs. distancias orbitales. La región sombreada en verde corresponde a la CHZ para una Enana Blanca con atmósfera de hidrógeno, tomando un Tmin = 3 Gyr.

Las otras lineas muestran como var´ıa el l´ımite externo de esta regi´on para los casos Tmin= 1 Gyr (l´ınea

de puntos), Tmin = 5 Gyr (l´ınea de puntos y trazos) o para una atm´osfera de helio con Tmin = 3 Gyr

(l´ınea de trazos). Imagen extra´ıda del trabajo de Agol (2011).

La CHZ ocurre a luminosidades de 10−4,5_{a 10}−3 _L

, alrededor de 10 magnitudes

más débiles que el Sol, el cual establece el tamaño m´ınimo del telescopio para la detección de un planeta en dicha región. Además, se tiene que tener en cuenta que, en el extremo más caliente, el mayor flujo ultravioleta que recibe el planeta puede afectar a la retención de una atmósfera, por lo que estos planetas necesitar´ıan formar una atmósfera secundaria, como ocurrió en la Tierra.

El tamaño similar de las Enanas Blancas con planetas tipo Tierra y la cercan´ıa de la WDHZ con la estrella, permitir´ıa la búsqueda de planetas en esta región, a través del método de tránsitos planetarios. Esta técnica consiste en medir variaciones en el flujo