Etapas Finales de los Sistemas Planetarios Extra-Solares

Presentado ante la Facultad de Matemática, Astronomía y Física como parte de los requerimientos para obtener el título de Licenciada en Astronomía de la Universidad Nacional de Córdoba Etapas Finales de los Sistemas Planetarios Extra-Solares Leila Yamila Saker Directoras: Dra. Mercedes Gómez Dra. Carolina Chavero Diciembre, 2013 c Famaf - UNC

Clasificación: 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, compañeros sub-estelares. Resumen Existen algunas evidencias observacionales (líneas 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 podría 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 energía 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 índices de color.

Agradecimientos A mi familia, por acompañarme 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 compartidos...

Índice general Resumen Agradecimientos i 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. Características.............................. 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. Introducción............................... 44 3.2. Planetas en Gigantes Rojas....................... 44 3.3. Planetas y Discos en Púlsares...................... 47 3.4. Compañeros Sub-Estelares en Enanas Blancas............. 52 3.4.1. Binarias Cataclísmicas..................... 52 iii

3.4.2. PSR B1620 26......................... 53 3.4.3. Sistemas Enana Blanca+Enana Marrón............ 55 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 Energía de Enanas Blancas con Discos Debris 67 4.1. Introducción............................... 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. Ubicación de Discos vs. Zona de Habitabilidad............ 76 4.4.1. Modelo Utilizado........................ 77 4.4.2. Resultados Obtenidos..................... 79 4.5. Comparación de Parámetros de Discos en Enanas Blancas y en Estrellas de Secuencia Principal....................... 81 4.5.1. Radio Externo......................... 81 4.5.2. Masa de los Discos....................... 83 4.6. Síntesis y Resultados.......................... 84 5. Enanas Blancas con y sin Discos debris 98 5.1. Introducción............................... 98 5.2. Muestra Analizada........................... 98 5.3. Comparación de Características de Enanas Blancas con y sin Discos. 99 5.3.1. Distribución de Distancias, Magnitudes, Índices de Color y Metalicidad........................... 100 5.3.2. Análisis Diagramas Color-Color................ 104 5.3.3. Otros Análisis......................... 104 5.4. Comparación entre Enanas Blancas y Estrellas de Secuencia Principal con Discos................................ 108 5.4.1. Distribución de Índices de Color H K y W1 W2....... 110 5.4.2. Análisis Diagramas Color-Color................ 110 5.5. Síntesis y Resultados.......................... 112 Conclusiones 124

Perspectivas Futuras 127 Referencias 128

Introducción De los más de 950 sistemas planetarios conocidos al presente, aproximadamente, 70 están asociados con estrellas que están transitando las etapas finales de su evolución. Si bien se han detectado planetas en Estrellas Gigantes, en Variables Cataclísmicas (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 Blancas, objetos que representan la etapa evolutiva final de estrellas como el Sol. Sin embargo, existen algunas evidencias observacionales que sugieren la existencia de sistemas planetarios en estas estrellas. Tanto las líneas de metales que contaminan las atmósferas de algunas Enanas Blancas, como así también la presencia de discos de polvo alrededor de ellas podrían ser el resultado de la destrucción tidal de asteroides, cometas y cuerpos rocosos menores como planetesimales o planetas. El estudio de estas evidencias podría, 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 sistemática 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 muestra, se seleccionaron 29 objetos, a los cuales se les realizó el modelado de sus distribuciones espectrales de energía, 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 características de discos de tipo debris presentes en estrellas de Secuencia Principal. Por último, se realizó un estudio estadístico y comparativo de las propiedades de Enanas Blancas con y sin excesos infrarrojos, que muestran líneas de metales en sus atmósferas, con el fin de investigar posibles diferencias entre ambas muestras. En el Capítulo 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, dependiendo de la masa inicial que poseen. En el Capítulo 2, se detallan las características de las Enanas Blancas; además se define la zona de habitabilidad y se ve como varía dicha región con la edad para estas estrellas. En el Capítulo 3, se muestran los resul- 2

Introducción 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 Capítulo 4, se presentan el modelado de las distribuciones espectrales de energía de las Enanas Blancas que presentan discos (o más precisamente excesos en sus distribuciones espectrales de e- nergía), la comparación tanto con la zona de habitabilidad como con discos en estrellas de Secuencia Principal y los resultados obtenidos. En el Capítulo 5, se muestra 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; por último, se presentan los resultados obtenidos.

Capítulo 1 Evolución Estelar 1.1. Introducción 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 química y fundamentalmente de su masa inicial. Estrellas de baja masa, como el Sol, van a terminar como una Enana Blanca en un lapso de 10 9 años, mientras que estrellas más masivas van a finalizar su evolución como Estrellas de Neutrones o Agujeros Negros, en un lapso de 5 10 6 años (Figura 1.1). Así, la evolución de las estrellas puede describirse como una competencia entre la fuerza gravitatoria que tiende a comprimir la estrella 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 (predominantemente hidrógeno) y polvo. El material con momento angular bajo se acumula en el

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 página: 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, aumenta debido al colapso gravitatorio, hasta que es lo suficientemente elevada como para que comiencen algunas reacciones termonucleares. Estas reacciones generan energía nuclear y la protoestrella comienza a irradiar; la presión y la temperatura en el interior 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 vientos altamente colimados, principalmente a lo largo del eje de rotación. Estos vientos, 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 gravitatorio) 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, también 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 10 6 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

6 Capítulo 1 tienen discos remanentes (de baja masa) o prácticamente inexistentes. Se ha detectado 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 protoestrella. 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 característica distintiva de las distribuciones espectrales de energía (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, transformando 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: E Total = L t. (1.1) Teniendo en cuenta la famosa relación entre energía E y masa M encontrada por Einstein, dada por la ecuación: E Total = f M c 2, (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. (1.3) L Combinando esta ecuación con la relación Masa-Luminosidad L M 3 propuesta por Iben (1967), se obtiene que: t M 2 (1.4)

1.3 Secuencia Principal 7 Figura 1.2: En el panel superior se muestra un esquema de Pre Secuencia Principal para estrellas de baja masa, en donde se ven las 4 fases que atraviesan las estrellas antes de llegar a Secuencia Principal. En el panel inferior, se tienen distribuciones espectrales de energía esquemáticas para objetos de Clase 0, Clase I (paneles superiores izquierdo y derecho, respectivamente), 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. La ecuación 1.4 demuestra que, efectivamente, cuanto mayor es la masa, más corta

8 Capítulo 1 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 composición química semejante a la solar, en el rango de masas de 60 a 0,21 M. Aquí se ve que una estrella muy masiva, por ejemplo de 60 M, pasa 0,4 millones de años en Secuencia Principal, mientras que una estrella de baja masa, por ejemplo de 0,2 M, pasa 490 mil millones de años. Es decir, estrellas de masa muy pequeña tienen un tiempo de permanencia mayor a la edad estimada del universo ( 14 mil millones de años). Tabla 1.1: Tiempo de vida o de permanencia en Secuencia Principal 1 Tiempo de vida en Tipo Espectral Masa Estelar [M ] Secuencia Principal (10 6 años) 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: 1 Obtenida 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 Protón-Protón En este mecanismo de fusión, cuatro núcleos de hidrógeno (es decir, cuatro protones) reaccionan y forman un núcleo simple de helio. En primer lugar, dos protones

1.3 Secuencia Principal 9 (que denotamos H 1 1 ) se fusionan, produciendo un núcleo de deuterio H2 1 (un protón y un neutrón), un neutrino ν (partícula sin carga, con masa muy pequeña) y un positrón β (partícula positiva, de igual masa que el electrón): H 1 1 + H1 1 H2 1 + β + + υ A continuación, ese núcleo de deuterio puede fusionarse con otro protón, originando un nuevo núcleo formado por dos protones y un neutrón, es decir un isótopo de helio (He 3 2 ), más radiación γ: H 2 1 + H1 1 He3 2 + γ El paso final puede seguir varios caminos, pero el más común es que se unan dos de esos isótopos de helio He 3 2 para dar un núcleo ordinario de helio con dos protones y dos neutrones (He 4 2 ) y dos protones libres de nuevo: H 3 2 + H3 2 He4 2 + H1 1 + H1 1 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 10 7 K. 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 energía en el proceso. En este caso, el carbono, el nitrógeno y el oxígeno sirven de catalizadores de la reacción. En la primera reacción, un núcleo de carbono ordinario C 12 6, con 6 protones y 6 neutrones, se combina con un protón formando un núcleo de un isótopo del nitrógeno (N 13 7 ) y liberándose radiación γ: C 12 6 + H1 1 N13 7 + γ Este núcleo es inestable, por lo que decae espontáneamente en un núcleo de un isótopo de carbono (C 13 6 ), y se liberan un positrón y un neutrino: N 13 7 C 13 6 + β + + υ

10 Capítulo 1 En la tercera reacción, el isótopo de carbono C 13 6 se combina con otro protón, formando un núcleo de nitrógeno ordinario y se libera radiación γ: C 13 6 + H1 1 N14 7 + γ Luego, el núcleo de nitrógeno N 14 7 se combina con un tercer protón, dando lugar a un núcleo de un isótopo del oxígeno (O 15 8 ) y liberándose nuevamente radiación γ: N 14 7 + H1 1 O15 8 + γ El isótopo de oxígeno O 15 8 decae espontáneamente en otro isótopo del nitrógeno (N15 7 ), en un positrón y en un neutrino: O 15 8 N15 7 + β + + υ Finalmente, este isótopo de nitrógeno N 15 7 se combina con otro protón para formar un nuevo núcleo de carbono ordinario (C 12 6 ) y un núcleo de helio ordinario. N 15 7 + H1 1 C12 6 + He4 2 En el panel derecho de la Figura 1.3 se muestra esquematizado este ciclo. Este mecanismo de fusión predomina en estrellas con temperaturas centrales mayores a los 1,6 10 7 K. En cualquiera de estos casos, solo el 0,7 % del hidrógeno quemado se convierte en energía nuclear por lo cual la estrella prácticamente no altera su masa durante mucho tiempo. Sin embargo en su región central, la composición química 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 porcentaje de 1 % lo constituyen partículas de polvo con tamaños del orden de 1 micrón (M gas /M polvo 100). En esta etapa son masivos y se extienden desde distancias cercanas ( 0.1 UA) a la proto-estrella, hasta algunos centenares de UA. Sin embargo, los discos presentes en estrellas de Secuencia Principal, presentan carácteristicas diferentes.

1.3 Secuencia Principal 11 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-delas-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 10 8-10 9 años, que mostraban una emisión en el infrarrojo por encima de lo que se esperaría 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 característica (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 estarían formados por polvo de segunda generación, producto de colisiones entre cuerpos menores tipo planetoides-asteroides y/o por la destrucción de cometas. Estas partículas de pol-

12 Capítulo 1 vo serían 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 (Backman & Paresce 1993; Lagrange et al. 2000; Zuckerman 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 parecen tener sus discos limpios de material a < 10 UA de la estrella en 10 7-10 8 años (Bryden et al. 2006). Para cuando alcanzan una edad del orden de 10 9 años los discos parecen consistir solo en un anillo en la parte más externa del sistema. Las temperaturas 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 características distintivas de estos discos es que se encuentran relativamente limpios de gas; el cociente de la masa de gas (M gas ) y la masa de polvo (M polvo ) es M gas /M polvo 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 características 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 podría 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 límite superior para la masa de este objeto de 3 M JUP y una excentricidad para su órbita de e = 0,11. Evolución de los Discos Al considerar toda la evidencia, surge la noción de que debe haber una evolución de los discos, durante la cual el gas se va disipando y las partículas 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

1.3 Secuencia Principal 13 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 posición de la estrella junto con la posición 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 partículas. 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 excesos en el infrarrojo cercano. La Figura 1.5 sugiere una posible secuencia evolutiva

14 Capítulo 1 para los discos. El panel superior representa una estrella joven de tipo T Tauri (10 6 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 10 6 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 10 6 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 evolución de los discos circunestelares. Imagen obtenida de la página: http://rdu.unc.edu.ar/bitstream/handle/11086/23/15250.pdf?sequence=1.

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 (límite 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 centro 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 enfría, 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 10 8 K el helio comienza a fusionarse, produciendo carbono mediante 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 partículas α (núcleos de helio), formando un núcleo de berilio ordinario (Be 8 4 ) y liberando radiación γ: He 4 2 + He4 2 Be8 4 + γ Luego, el núcleo de berilio Be 8 4 se combina con otra partícula alfa, formando un núcleo de carbono ordinario (C 12 6 ) y liberando nuevamente radiación γ: Be 8 4 + He4 2 C12 6 + γ A medida que la temperatura nuclear crece, se producen distintos elementos químicos. El proceso triple α puede continuar mediante la fusión del núcleo de carbono con otra partícula α. Como resultado de esta nueva reacción, se obtiene un núcleo de oxígeno ordinario (O 16 8 ). Si este se fusiona con otra partícula α, se obtiene un núcleo de neón ordinario (Ne 20 10 ). De esta manera, se van a ir formando elementos cada vez más 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

16 Capítulo 1 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 extraídas de las páginas web: http://www.cienciakanija.com/2011/04/05/las-estrellas-gigantes-revelansus-secretos-internos-por-primera-vez/ y http://es.wikipedia.org/wiki/proceso triple-alfa. una de una composición distinta (paneles izquierdo y derecho de la Figura 1.7 respectivamente). 1.4.2. Etapas Finales Cuando el núcleo estelar agota las fuentes de energía nuclear, comienza a contraerse (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 1,4M va a terminar como una Enana Blanca. A este valor límite, 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 límite de Chandrasekhar. Estrellas con masas superiores a este valor límite, 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 principalmente por carbono) se contraerá fuertemente y aumentará la temperatura central. Dicho 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 enfría. Esta expansión puede llegar a ser tan grande, que la envolvente se puede separar del núcleo,

1.4 Post-Secuencia Principal 17 Figura 1.7: Los paneles izquierdo y derecho muestran los elementos químicos que se van produciendo en el núcleo estelar durante la fase de Gigante y Supegigante Roja, respectivamente. Estas imágenes 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 capítulo 2, se ven las características de estas estrellas. En la Figura 1.8 se muestra una secuencia de imágenes en las cuales, a medida que transcurre el tiempo, 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 apreciable. En estos casos, la contracción gravitacional continúa, pudiendo terminar como Enanas Blancas, sin eyectar sus envolventes. Estrellas más masivas, con masas iniciales mayores a 8M, podrían también terminar como Enanas Blancas por algún proceso de eyección de masa o por intercambio de masa entre miembros de un sistema binario. Explosión de Supernova Como ya se mencionó, si la estrella llega a la fase en la que se agota su energía nuclear con una masa mayor que 1.4 M, la presión de los electrones no alcanza a sostener la estructura estelar y se produce una especie de colapso, que libera una enorme cantidad de energía. Como consecuencia de este colapso del núcleo, las porciones 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 con-

18 Capítulo 1 Figura 1.8: Secuencia temporal de imágenes, tomadas entre mayo de 2002 y octubre de 2004 por el Telescopio Espacial Hubble, de V838 Mon. Imagen extraida de la página: 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. Durante 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 productores 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 límite de Chandrasekhar. En ese caso, la presión de su núcleo será tan grande que se fusionará 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 posibles configuraciones de equilibrio, conocidas como Estrella de Neutrones y Agujero Negro.

1.4 Post-Secuencia Principal 19 Figura 1.9: En el panel inferior, se muestran fotografías tomadas por distintos telescopios de SN 1604, conocido como remanente de supernova Kepler. En el panel superior, se tiene la imagen combinada de estas fotografías. Imagen extraída de la página: 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. Típicamente, estas estrellas tienen densidades del orden de 10 17 g/cm 3. Además, pueden tener una masa inferior a 3M (denominado límite de de Tolman-Oppenheimer- Volkoff) por lo que sus diámetros oscilan entre 15 y 20 km. Se estima que sus temperaturas superficiales tendrían que ser del orden de 10 6 K o mayores, y deberían 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

20 Capítulo 1 intensos, del orden de 10 12 Gauss, debido a la conservación del flujo magnético. La estructura interna de las Estrellas de Neutrones se divide en una serie de capas características 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 centímetros de espesor seguida de una envoltura líquida de algunos metros de profundidad. A densidades mayores a 10 6 g/cm 3, 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 soportar 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 10 15 g/cm 3 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 extraídas, 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 repetían 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 observada no podía ser explicada por oscilaciones acústicas. Rápidamente se la asoció con una Estrella de Neutrones en rápida rotación y con un campo magnético muy intenso (panel derecho de la Figura 1.10). Estos objetos emiten una corriente de energía constante, la cual se concentra en una corriente de partículas electromagnéticas que

1.4 Post-Secuencia Principal 21 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 energía 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 compañeras normales, Enanas Blancas o con otra Estrella de Neutrones. Cuando las Estrellas 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 objetos 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 ahí 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 componentes 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 podría indicar que el objeto con el cual está vinculado esta estrella, tiene las características de un Agujero Negro. Otra posibilidad es que el objeto compacto forme parte de un sistema binario cerrado. En estos sistemas cercanos la estrella visible excede su límite de Roche, siendo sus capas externas acretadas por el objeto compacto y formándose un disco de acreción alrededor del mismo. La temperatura 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 compacto en estos sistemas binarios se encuentra que la misma supera las 3 M, entonces probablemente el objeto compacto sea un Agujero Negro.

22 Capítulo 1 Figura 1.11: Representación artística 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 extraída 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 específicas del mismo (panel izquierdo de la Figura 1.13). La predominante es la diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y brillante) a la

1.5 Diagrama H-R 23 Figura 1.12: Representación del aumento en el brillo que se produce en la imagen de la estrella fuente al pasar un Agujero Negro delante de ella. Imagen extraída de la página: http://www.oarval.org/lbhssp.htm. región inferior derecha (fría y menos brillante) donde se ubican las estrellas que se encuentran en la fase de Secuencia Principal. En la esquina inferior izquierda se encuentran las Enanas Blancas, y por encima de la secuencia principal se encuentran las Gigantes y Supergigantes Rojas. En el panel derecho de la Figura 1.13 se muestra como cambia la posición en el diagrama de una estrella como 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. Cúmulos Estelares Un cúmulo 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 cúmulo se

24 Capítulo 1 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 representación de la evolución de una estrella como el Sol en dicho diagrama. Imágenes extraídas, 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 química. 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 10 2 10 3 estrellas, tienen forma irregular, se encuentran por lo general en el plano galáctico y están formados por estrellas de población I. Estas estrellas contienen 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 10 5 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.

1.5 Diagrama H-R 25 Figura 1.14: El panel izquierdo se muestra una imagen de las Pleya des, mientras que en el panel derecho, se presenta una imagen de Omega Centauri. Ima genes extraı das de la pa gina: http://www.spitzer.caltech.edu/. Al comparar diagramas H-R de ambos tipos de cu mulos, se pone en evidencia que las estrellas que ellos contienen pertenecen a dos poblaciones distintas. Al analizar el diagrama H-R de cu mulos globulares, se ve que todos estos cu mulos tienen diagramas similares, donde ya casi todas las estrellas salieron de la Secuencia Principal, e inclusive muchas esta n dirigie ndose a la zona de las Enanas Blancas. Por el contrario, los diagramas H-R de cu mulos abiertos presentan algunas diferencias entre sı (Figura 1.15), las cuales se deben principalmente a efectos de edad. No obstante, se observa que la mayorı a de sus estrellas se encuentran en la Secuencia Principal. En los paneles superior e inferior de la Figura 1.16 se muestran, a modo de ejemplo, el diagrama H-R de un cu mulo abierto (Ple yades) y de un cu mulo globular (Omega Centauri), respectivamente.

26 Capítulo 1 Figura 1.15: Diagrama H-R compuesto con cúmulos abiertos bien conocidos y de distintas edades. Imagen extraída de la página: http://infobservador.blogspot.com.ar/2010/12/los-cumulos-abiertos-yglobulares.html.

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 extraídas de la página: http://www2.astro.psu.edu/users/cpalma/astro10/class11.html.

Capítulo 2 Enanas Blancas 2.1. Introducción 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 SDSS 1, y se calcula que existen mil millones de Enanas Blancas en la Galaxia, un cuarto de ellas en sistemas binarios. En este Capítulo se presentan las características 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 varía dicha región en función del tiempo (Sección 2.6). 2.2. Características Se las denominó Enanas Blancas ya que, debido a su elevada temperatura superficial se presentaban como objetos blanquecinos cuando se las observaba con los telescopios. Se conocen Enanas Blancas desde 0,17 M (Bassa et al. 2006) hasta 1,33 M 1 Siglas en ingles de Sloan Digital Sky Survey.

2.2 Características 29 (Vennes & Kawka 2008), aunque la gran mayoría de ellas se encuentra entre 0,5 y 0,7 M. El radio estimado de estas estrellas se sitúa 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 relación entre el radio R y la masa M de las Enanas Blancas, para aproximaciones no relativista, donde no hay un límite de masa R M 1/3, y relativista donde el límite de masa es ( ) 2/3 ħc M lim N 2, G siendo N el número de electrones por unidad de masa, c la velocidad de la luz, ħ 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 M lim. Por lo tanto, ninguna Enana Blanca puede ser más pesada que el límite de masa (Límite de Chandrasekhar). Tienen densidades medias altas, del orden de 10 6 g/cm 3. Figura 2.1: En esta representación esquemática, se muestra una comparación entre 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 núcleo ya no se producen reacciones termonucleares, la estrella no tiene ninguna fuente de energía que equilibre el colapso gravitatorio, por lo que la

30 Capítulo 2 Figura 2.2: Relación Radio-Masa para las Enanas Blancas. La curva azul presenta un modelo no relativista, donde no habría límite de masa, mientras que la curva verde, que sigue un modelo relativista, muestra que el límite 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 sí misma debido a su propio peso. Sin embargo, 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 sí, 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 todavía 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 contracción gravitatoria, estos objetos gradualmente se enfrían, 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 radiación se va desplazando hacia un color rojizo, y la luminosidad va disminuyendo. Este proceso es extremadamente lento, pudiendo tardar 1 10 10 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

2.2 Características 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 Principal de una estrella de 1 M en el diagrama H-R, se puede ver que a medida que la Enana Blanca se enfría, se desplaza hacia la derecha y hacia abajo. Imagen obtenida de la página: 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 típico en la estimación 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 estrellas 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 típicas entre 0,004-0,3 magnitudes en los espectros óptico y ultravioleta. Estos objetos pueden experimentar pulsaciones, con períodos típicos 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 espectral se describe en la Sección 2.5), temperaturas efectivas entre T=10500-12500 K, gravedad superficial log g= 7,8-8,8 y períodos de pulsación entre P= 2-23 min. V777 her (o DBV): Enanas Blancas de tipo espectral DB (ver Sección 2.5), temperaturas efectivas entre T=22000-29000 K, gravedad superficial log g= 7,6-8,2 y

32 Capítulo 2 períodos de pulsación entre P= 2-18 min. PG 1159 (o DOV, ver Sección 2.5): Enanas Blancas con temperaturas entre T=80000-180000 K, gravedad superficial log g=5,5-7,5 y períodos de pulsación P= 5-100 min. Hot DQ (o DQV, ver Sección 2.5): Enanas Blancas con temperaturas entre T=19000-22000 K, y períodos de pulsación entre P= 4-18 min. El límite 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), establecieron que un 10 % de las Enanas Blancas poseen campos magnéticos superiores a 10 3 kg, mientras que un 20 % estarían dentro del orden de 1 kg. 2.3. Estructura Interna Como se vió en el Capítulo 1, las Enanas Blancas están constituidas básicamente por carbono y oxígeno, 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 debían cristalizar a medida que se enfrían con el tiempo. En un modelo típico de Enana Blanca, la cristalización 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 típica de 0,6 M. En una primera fase, el núcleo compacto, formado por carbono y oxígeno, se mantiene isotermo, transmitiendo su calor a la región superficial de hidrógeno y helio. El oxígeno cristaliza antes que el carbono por lo que, en la segunda fase, el núcleo empieza a cristalizar enriqueciéndose de oxígeno y desplazando 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 verificar esta hipótesis. Metcalfe et al. (2004) usaron el período de pulsación que se observa en BPM 37093, para analizar el interior y determinar empíricamente 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 2 siglas en inglés de: Very Large Telescope (European Southern Observatory).

2.4 Atmósfera 33 Figura 2.4: Esquema del proceso de cristalización para el caso de una Enana Blanca con una masa típica de 0,6 M. Imagen obtenida de la página: http://es.wikipedia.org/wiki/enana Blancacite notemetcalfe1-83. que resulta consistente con las previsiones teóricas. 2.4. Atmósfera 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 observar. 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 químico pesado (Ca, Fe, Mg, Cr, Ni, S, O, Na, etc.) en su atmósfera se hunde en escalas temporales de u- nos pocos días 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 (10 8-10 9 años). 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 evolución 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 enfríen con mayor lentitud. 2.5. Clasificación 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

34 Capítulo 2 Figura 2.5: Esquema del interior de una Enana Blanca, donde se puede ver la separación o estratificación de los distintos elementos y la pequeña fracción de la atmósfera, que eventualmente está constituida 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 símbolo, que consiste en una D inicial ya que se trata de objetos degenerados, seguido de una secuencia de letras (Tabla 2.1) y un índice de temperaturas, que se calcula dividiendo la temperatura efectiva por 50400 K, ya que la temperatura superficial está íntimamente 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 ricas en hidrógeno, conforman el 80 % de las Enanas Blancas analizadas espectroscópicamente. Presentan líneas de Balmer, por lo que sus temperaturas efectivas se encuentran comprendidas entre 5000 K hasta 10 5 K (panel superior Figura 2.6). La gran mayoría 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 frías, el helio se torna invisible espectroscópicamente (panel inferior Figura 2.6). Las Enanas Blancas de tipo DO muestran principalmente lineas de helio ionizado y son muy calientes, con T e 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

2.5 Clasificación Espectral 35 Tabla 2.1: Clasificación espectral de las Enanas Blancas Tipo Espectral Características DA Líneas de Balmer. No hay líneas de metales o de HeI. DB Líneas de HeI. No hay líneas de metales o de H. DO Líneas de HeII, acompañadas por líneas de H o de HeI. DC Espectro continuo (líneas < 5 % de profundidad). DZ Líneas de metales. No hay líneas de H o de HeI. DQ Líneas o bandas del carbono P Enana Blanca magnética con polarización detectable. H Enana Blanca magnética sin polarización detectable. E Líneas en emisión. V Enana Blanca variable.? Espectro de clasificación incierta. bajas ( 11000 K) produce espectros sin líneas espectrales (panel inferior Figura 2.7). La clase DZ está formada por estrellas frías, con T e f f entre 4000 15000 K, y sus espectros muestran líneas 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 secundarios, 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 línea 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 enfrían, recorren toda la clase DA en su amplio rango de temperaturas. Por el contrario, se calcula que la mayoría de las Enanas Blancas deficientes en hidrógeno son el resultado de episodios de renacimiento (born-again). Estos consisten en un pulso térmico muy tardío, 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

36 Capítulo 2 Figura 2.6: Espectros de Enanas Blancas de tipo espectral DA (panel superior) y DB (panel inferior). Imágenes extraídas del trabajo de Eisenstein et al. (2006). restante es arrastrado por convección hacia el interior y, debido a las altas temperaturas es quemado completamente. Luego de este pulso, la estrella se enfría definitivamente, quedando con una envoltura rica en helio y contaminada por productos de su fusión (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

2.5 Clasificación Espectral 37 Figura 2.7: Espectros de Enanas Blancas de tipo espectral DO (panel superior) y DC (panel inferior). Imágenes extraídas 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 días a un millón de años), es considerablemente menor al tiempo de enfriamiento de estos objetos (10 8-10 9 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 debería observarse en la atmósfera

38 Capítulo 2 Figura 2.8: Espectros de Enanas Blancas de tipo espectral DZ (panel superior) y DQ (panel inferior). Imágenes extraídas 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 mínimo t min (Porto de Mello et al. 2006). Este t min suele tomarse de 3 Gyr, ya que es el tiempo estimado para el surgimiento de la vida en la Tierra. Esta región, que depende marcadamente de la luminosidad estelar, va a

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 encontrará 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 región para cuando este sea una Gigante Roja. Agol (2011) determinó la zona habitable de las Enanas Blancas (WDHZ). Este autor propuso que dado de que las Enanas Blancas más comunes tienen temperaturas superficiales de 5000 K y luminosidades muy bajas, un planeta debería orbitar muy cerca para recibir el mismo flujo que la Tierra recibe del Sol, por lo que este planeta debería encontrarse a 0,01 UA para estar a una temperatura a la que exista agua líquida 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 más probable que termine engullendo planetas dentro de 1 UA, por lo que planetas presentes en la WDHZ deben llegar a la misma

40 Capítulo 2 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 típica de masa 0,6 M y atmósfera de hidrógeno, sombreada en azul. La línea de trazos es el límite de Roche para planetas con densidad terrestre, y la línea de puntos denota el límite para la CHZ. Imagen extraída del trabajo de Agol (2011). En la Figura 2.10 se muestra la WDHZ en función del tiempo para una Enana Blanca típica de masa 0,6 M y atmósfera de hidrógeno. Como se puede ver, esta región sombreada en azul, se reduce con el tiempo a medida que la estrella se enfría. 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 líquida en su superficie, luego, a medida que la estrella se enfría, llega a la WDHZ. A medida que transcurre el tiempo, finalmente el planeta va a salir de dicha región. La duración de un planeta dentro de la WDHZ, tiene un máximo de 8 Gyr a 0,01 UA. Esta distancia es casi el doble del límite de Roche, que establece el valor de distancia mínima a la cual puede orbitar un planeta sin que se produzca la sincronización tidal entre el período de rotación y orbital del mismo. Para estas estrellas este valor es de 0,005 UA.

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 mínima, T min. Él tomó una duración mínima de T min = 3 Gyr, que, para el caso de una Enana Blanca típica, 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 varía el límite externo de la CHZ, dependiendo de la masa de la estrella y el valor de T min 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 T min = 3 Gyr. Las otras lineas muestran como varía el límite externo de esta región para los casos T min = 1 Gyr (línea de puntos), T min = 5 Gyr (línea de puntos y trazos) o para una atmósfera de helio con T min = 3 Gyr (línea de trazos). Imagen extraída 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 mínimo 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 necesitarían formar una atmósfera secundaria, como ocurrió en la Tierra. El tamaño similar de las Enanas Blancas con planetas tipo Tierra y la cercanía de la WDHZ con la estrella, permitiría la búsqueda de planetas en esta región, a través del método de tránsitos planetarios. Esta técnica consiste en medir variaciones en el flujo

42 Capítulo 2 Figura 2.12: Curvas de luz sintéticas para planetas habitables tipo Tierra, con masas de 0,1 M T (línea roja), 1 M T (línea negra) y 10 M T (línea azul). Imagen extraída del trabajo de Agol (2011). de una estrella, atribuidos a la presencia de un planeta cuando la primera es eclipsada por éste último. Para poder observar este fenómeno, la inclinación de la órbita del planeta debe ser 90 o. En la Figura 2.12 se presentan las curvas de luz sintéticas creadas por Agol para planetas tipo Tierra (0,1 M T, 1 M T y 10 M T ) ubicados en la WDHZ. Se puede notar que los tránsitos tienen una duración de 2 minutos y tienen profundidades entre 10-100 %, por lo que estos eventos pueden ser detectados a una distancia de 100 pc con un telescopio terrestre de 1m. Al comparar la curva de luz sintética del caso de 1 M T, con curvas de luz de estrellas de Secuencia Principal producidas por un planeta similar, se vió que aunque el tránsito es mucho mas profundo para una Enana Blanca ( 50 %), dura un tiempo mucho más corto (Figura 2.13).

2.6 Zona de Habitabilidad 43 Figura 2.13: Comparación entre curvas de luz producidas por un planeta habitable tipo Tierra en una Enana Blanca y 3 variedades de estrellas de secuencia principal. Notar tanto la variación de la escala del flujo relativo (eje y) como la escala temporal (eje x). Imagen extraída del trabajo de Agol (2011).

Capítulo 3 Planetas y Discos en Estrellas Evolucionadas 3.1. Introducción En 1992, se descubrieron los primeros planetas extrasolares, orbitando el Púlsar PSR 1257+12 (Wolszczan & Frail). Este descubrimiento sorprendió a muchos astrónomos, que sólo esperaban encontrar planetas alrededor de estrellas de Secuencia Principal. La evidencia observacional actual sugiere que la formación planetaria acompaña todo el proceso evolutivo de la estrella huésped. Al presente, de los más de 950 sistemas planetarios conocidos, aproximadamente 70 están asociados con estrellas que están transitando las etapas finales de su evolución. En este Capítulo, se presentan los resultados encontrados sobre la presencia de planetas orbitando estrellas Gigantes Rojas (Sección 3.2), y planetas y discos en Púlsares (Sección 3.3). Luego, se muestran los resultados obtenidos referidos a la búsqueda de compañeros sub-estelares en Enanas Blancas (Sección 3.4). Por último, se analizan los indicios indirectos de la presencia de sistemas planetarios en Enanas Blancas (Sección 3.5). 3.2. Planetas en Gigantes Rojas Los primeros indicios de compañeros sub-estelares alrededor de Gigantes Rojas fueron encontrados por Hatzes & Cochran (1993), quienes descubrieron variaciones de largo período en la velocidad radial de 3 estrellas Gigantes de tipo espectral K, entre las que se encontraba β Gem. Estudios posteriores confirmaron que las Gigantes Rojas pueden albergar planetas extrasolares. Frink et al. (2002) descubrieron el primer planeta extrasolar alrededor de una Gigante K (HD 137759). Setiawan et al. (2003a, 2003b) detectaron un compañero sub-estelar en HD 122430 y 2 exoplanetas en HD

3.2 Planetas en Gigantes Rojas 45 47536. En el mismo año, Sato et al. (2003) reportaron un planeta alrededor de una estrella G9 III (HD 104985). Hatzes et al. (2006) confirmaron que las variaciones en la velocidad radial encontradas por Hatzes & Cochran (1993) en β Gem eran, de hecho, debido a un compañero planetario. El número de estos sistemas particulares ha crecido en los últimos años ya que varios programas se han dedicado a la búsqueda de planetas en estrellas Gigantes (Döllinger et al. 2007, Jones et al. 2011). Figura 3.1: Ilustración del sistema HD 122430 compuesto por una estrella Gigante Roja (estrella huésped) y su compañero planetario. Al presente, se conocen más de 60 estrellas Gigantes Rojas con planetas. En la Figura 3.1, se muestra, a modo de ejemplo, un esquema del sistema HD 122430; las características de la estrella y el planeta, se detallan en la Tabla 3.1. La mayoría de ellos han sido detectados mediante la técnica de velocidades radiales (basada en el efecto Doppler). El planeta, al orbitar la estrella central, ejerce una fuerza gravitacional sobre ésta de manera que la estrella gira sobre el centro de masa común del sistema. Debido a esto, se producen desplazamientos de las líneas espectrales de la estrella, según ésta se acerca a nosotros (corrimiento hacia el azul) o se aleja (corrimiento al rojo) (Figura 3.2). Este método ha sido el más exitoso en la búsqueda de nuevos planetas. Los planetas alrededor de estrellas Gigantes tienen la particularidad de que se encuentran preferencialmente alrededor de estrellas de metalicidad solar o sub-solar (Pasquini et al. 2007; Hekker & Melendez 2007; Hekker. et al. 2008). Esto difiere de los resultados obtenidos en objetos de Secuencia Principal, ya que estrellas de tipo solar que albergan planetas tienden a ser ricas en metales (Santos et al. 2004).

46 Capítulo 3 Tabla 3.1: Principales características del sistema HD 122430. Estrella Distancia 135 pc V 5,48 4300 K T e f f Planeta M.seni 3,71 M JUP a 1,02 UA e 0,68 P 345 días Además, estos planetas encontrados en estrellas Gigantes son masivos, con masas entre 3-10 M JUP y la mayoría no se encuentran en órbitas cercanas a la estrella; presentan semiejes a 0,7 UA (Sato et al. 2010). Esto es una consecuencia prevista de la evolución estelar, aunque los modelos para la destrucción de planetas cercanos alrededor de estrellas evolucionadas encuentran que la ausencia de planetas se extiende a radios mayores de lo previsto (Kunitomo et al. 2011, Villaver & Livio 2009). Figura 3.2: Efecto Doppler: esquema que representa el corrimiento de las líneas espectrales de la estrella (panel superior) conforme esta se aleja (panel intermedio) o se acerca (panel inferior). Imagen extraída de: http://www.astrofisicayfisica.com/2011/06. El aumento en el radio y luminosidad de la estrella, durante la evolución de la misma, tiene consecuencias importantes para un sistema planetario ya existente. Los modelos de Schröder & Smith (2008) estiman que sólo los planetas con órbita inicial

3.3 Planetas y Discos en Púlsares 47 por encima de 1,15 UA sobreviven y que, por lo tanto, la Tierra será engullida por el Sol. La destrucción de un planeta, sin embargo, no es segura; se ha sugerido que puede ser que algunos planetas sobrevivan (Soker et al, 1984;. Siess & Livio, 1999). Un ejemplo muy interesante es el planeta detectado alrededor de la estrella Peg V391 (Silvotti et al. 2007). Se trata de una estrella pulsante, que recientemente ha superado la fase de Gigante Roja y ha comenzado una etapa de contracción para transformarse en una Enana Blanca. Debido a su estructura compacta, estos sistemas pulsantes tienen un período de oscilación muy estable, por lo que si se manifiestan diferencias en el tiempo de llegada de los fotones, en principio pueden asociarse a un compañero de baja masa. Estas diferencias se pueden detectar mediante el uso del diagrama O-C (Observado-Calculado), ya que permite medir las variaciones de fase de una función periódica, comparando los tiempos de máximo observados con los calculados a partir de una efemérides. Cuando un período de pulsación cambia linealmente en el tiempo, este diagrama tiene una forma parabólica. Para Peg V391, un simple polinomio de segundo orden no da un ajuste satisfactorio quedando residuos sinusoidales (Figura 3.3). La explicación más simple para estos residuos, es la oscilación del baricentro de la estrella debido a la presencia de un compañero de baja masa (Silvotti et al. 2007). Este planeta tiene una masa de 3,7 M JUP, se encuentra a una distancia de 1,7 UA de la estrella y completa una órbita cada 3,2 años. El radio máximo de la Gigante Roja precursora de V391 Pegasi pudo haber alcanzado las 0,7 UA, por lo que se estima que la distancia orbital del planeta durante la fase de Secuencia Principal de la estrella era de aproximadamente 1 UA. Este descubrimiento demuestra que planetas con distancias orbitales inferiores a 2 UA pueden sobrevivir la fase de Gigante Roja de su estrella (Figura 3.4). 3.3. Planetas y Discos en Púlsares Como se mostró en el Capítulo 1, los Púlsares son Estrellas de Neutrones magnetizadas, con velocidades de rotación elevadas que emiten una corriente de energía constante, la cual es expulsada por los polos de la estrella. Si bien se conocen unas 2000 Estrellas de Neutrones, hasta ahora sólo se les ha detectado compañeros de masa planetaria a PSR 1257+12 y PSR 1719 14. Wolszczan & Frail (1992) detectaron pequeñas variaciones en el período de pulsación de PSR 1257+12, con el radiotelescopio de 305 m. ubicado en Arecibo. Estas variaciones, tienen forma de oscilación periódica, con una amplitud máxima en torno a 0,7 m/s (Figura 3.5). El período de un Púlsar es extremadamente preciso, por lo que estas anomalías se interpretaron como una oscilación de la estrella, debido a la influencia gravitatoria de 3 planetas girando alrededor de la misma. Este método de detección, se conoce como timing, y tiene la ventaja de que permite detectar plane-

48 Capítulo 3 Figura 3.3: Diagrama O-C de Peg V391, en el que se puede ver que un polinomio de segundo orden no da un ajuste satisfactorio (panel superior), quedando residuos sinusoidales (panel inferior). Imagen extraída del trabajo de Silvotti et al. (2007). Figura 3.4: Representación esquemática de Peg V391 que muestra el tamaño de la estrella y la posición del planeta durante la fase de Gigante Roja y la etapa actual. Imagen extraída del trabajo de Silvotti et al. (2007). tas del tamaño y masa de la Tierra. En la Tabla 3.2, se detallan las características de los 3 planetas detectados en torno a PSR 1257+12. Se puede notar que éstos son de tamaño similar a la Tierra y cercanos a la estrella (Figura3.6).

3.3 Planetas y Discos en Púlsares 49 Tabla 3.2: Características de los planetas detectados alrededor de PSR 1257+12 Planeta M P D 1 e [M JUP ] [días] [UA] PSR 1257+12 b 7 10 05 25,262 0,19 - PSR 1257+12 c 13 66,5419 0,36 0,0186 PSR 1257+12 d 12 98,2114 0,46 0,0252 Nota: 1 Distancia Orbital. Figura 3.5: Variaciones en el período de pulsación de PSR 1257+12 a causa de la presencia de 3 planetas a su alrededor. Imagen extraída del trabajo de Wolszczan (1992). Bailes et al. (2011), utilizando el método de timing, hallaron un planeta orbitando el Púlsar PSR 1719 14. Asumiendo que el Púlsar tiene una masa de 1,4 M, estimaron que el compañero tiene una masa similar a la de Júpiter pero con el 40 % del tamaño de éste, por lo que tiene una densidad de 23 g/cm 3. Esta densidad es superior a la de Júpiter o los otros planetas gigantes gaseosos, cuyas densidades son < 2 g/cm 3, pero inferior a la de las Enanas Blancas (Capítulo 2). Además, estos autores obtuvieron que este compañero sub-estelar órbita alrededor del Púlsar con un período de 2,2 horas, a una distancia de alrededor de 0,89 R. La hipótesis de formación propuesta por Bailes et al. (2011) para este sistema

50 Capítulo 3 Figura 3.6: Representación esquemática que permite comparar los tamaños y distancias a la estrella de los planetas interiores del sistema solar y de los detectados alrededor de PSR 1257+12. Imagen extraída de: http://hera.ph1.uni-koeln.de/ heintzma/ns1/psr planets.htm. particular es la siguiente. La Estrella de Neutrones se formó cuando la estrella más masiva de un sistema binario evolucionó, explotando como una supernova y dejando su núcleo (Púlsar). El compañero menos masivo se convirtió, mucho tiempo después, en una Gigante Roja y por último en una Enana Blanca. Ésta se estabilizó en una órbita alrededor de un radio solar lejos del Púlsar. La proximidad hizo que la Enana Blanca perdiera la mayor parte de su materia restante, dejando atrás un núcleo desnudo. La intensa presión gravitacional causada por la proximidad al Púlsar cristalizó este núcleo de carbono, dando lugar a la formación de una sustancia similar a la del diamante. Debido a la cercanía con el Púlsar, es poco probable que los planetas detectados alrededor de estas estrellas hayan sobrevivido a la evolución de la misma, por lo que se habrían formado luego de la explosión de supernova (Wolszczan 1994). Las características de estos planetas sugieren que el mecanismo de formación planetaria debe incluir un disco de material orbitando la estrella de neutrones. Se espera que estos discos se hayan formado a partir de los restos de eventos de fusión (Podsiadlowski et al. 1991), de la destrucción de una compañera estelar (Stevens et al. 1992, Tavani &

3.3 Planetas y Discos en Púlsares 51 Brookshaw 1992) o de material remanente de la explosión de supernova (Lin et al. 1991). Se realizaron varios relevamientos de Púlsares cercanos, con el fin de encontrar discos de polvo alrededor de ellos. El más amplio de estos estudios fue el realizado por Van Buren & Terebey (1993), quienes analizaron 478 Púlsares del catálogo de IRAS. Se hicieron otros relevamientos más pequeños pero más sensibles, tanto en el infrarrojo (Foster & Fischer 1996, Koch-Miramond et al. 2002, Lazio & Fischer 2004) como en longitudes de onda submilimetricas (Phillips & Chandler 1994, Greaves & Holland 2000, Lohmer et al. 2004). Sin embargo en ningún caso se logró identificar el exceso asociado a un disco. Wang et al. (2006), reportaron el descubrimiento de emisión en el infrarrojo medio de un disco frío, alrededor del Púlsar 4U 0142+61 (Figura 3.7). Ellos estimaron que este disco tiene una masa 10 M T, y radio interno y externo de 2,9 y 9,7 R respectivamente. Al presente, se conocen unos 5 Púlsares con discos; éstos presentan características similares al detectado alrededor de 4U 0142+61 (Kaplan et al. 2009). Bryden et al. (2006), indicaron que estos sistemas son difíciles de detectar, debido a la distancia a la que se encuentran estas estrellas y tienen menor eficiencia al momento de calentar el polvo a su alrededor. Figura 3.7: SED de 4U 0142+61, que presenta excesos infrarrojos asociados a un disco. Imagen extraída de http://www.spitzer.caltech.edu/.

52 Capítulo 3 3.4. Compañeros Sub-Estelares en Enanas Blancas Las Enanas Blancas, cuyas características fueron presentadas en el Capítulo 2, no sólo se encuentran de manera aislada. En particular, se han detectado planetas alrededor de sistemas binarios formados por una Enana Blanca y una estrella de Secuencia Principal (binarias cataclísmicas), o por una Enana Blanca y un Púlsar (PSR B1620 26). Actualmente, si bien se ha detectado Enanas Marrones alrededor de unas 6 Enanas Blancas aisladas, no hay planetas confirmados alrededor de estas estrellas; sólo existe un candidato, GD 66 (Mullally et al. 2008). 3.4.1. Binarias Cataclísmicas Una binaria cataclísmica, es un sistema binario cuyas componentes, muy próximas entre sí, son una Enana Blanca (estrella primaria) y una estrella de baja masa de Secuencia Principal (estrella secundaria). Entre estas dos estrellas, a causa del intenso campo gravitatorio de la estrella primaria, existe transferencia de material. Debido a la conservación del momento angular, el material no se asienta directamente en la superficie de la primaria, sino que forma un disco de acreción en torno a ella. Éste tiene temperaturas altísimas en su centro ( 30000 K) y son relativamente fríos en el exterior ( 5000 K). Cuando el disco de acreción está formado, el flujo de material proveniente de la estrella secundaria choca contra el borde externo del disco. Esto genera un punto brillante, conocido como hot spot el cual emite hasta el 30 % de la luminosidad total del sistema (Figura 3.8). Estos sistemas, tienen periodos orbitales entre 0,06 días (90 min) a 0,6 días (14 hr), aproximadamente. Lee et al. (2009) detectaron una variación en el período de oscilación de una binaria cataclísmica, HW Virginis, mediante el análisis del diagrama O-C. Esta variación, se asoció a la presencia de 2 compañeros sub-estelares. De la misma manera, Qian et al. (2010), detectaron un planeta en el sistema binario DP Leonis. Más tarde, Beuermann et al. (2010), anunciaron la presencia de 2 planetas en NN Serpentis (Figura 3.8). Analizando el diagrama O-C, se han detectado un planeta alrededor de NY Vir (Qian et al. 2010b) 2 planetas en HU Aquarii (Qian et al. 2011a) y UZ Fornacis (Potter et al. 2011). Las hipótesis más aceptadas de formación de estos planetas, son las siguientes: Podría tratarse de una primera generación de planetas, formados en un disco protoplanetario circumbinario, o una segunda generación de planetas, originada a partir de un disco formado en la envoltura expulsada por el progenitor de la Enana Blanca. Las características de estos planetas, se detallan en la Tabla 3.3.

3.4 Compañeros Sub-Estelares en Enanas Blancas 53 Figura 3.8: En el panel superior se presenta una representación esquemática de una binaria cataclísmica, donde se puede ver el disco de acreción alrededor de la Enana Blanca y el hot spot debido a la transferencia de material por parte de su compañera. En el panel inferior, se muestra el diagrama O-C del sistema binario NN Serpentis, donde las contribuciones de cada planeta se encuentran en líneas de puntos y trazos, mientras que la línea continua representa el efecto combinado. Imágenes extraídas de: www.astrosurf.com y del trabajo de Beuermann et al. (2010), respectivamente. 3.4.2. PSR B1620 26 PSR B1620 26 es un sistema binario, formado por un Púlsar (estrella primaria) y una Enana Blanca (estrella secundaria), que se encuentra en el cúmulo globular M4.

54 Capítulo 3 Tabla 3.3: Características de los planetas detectados alrededor de binarias cataclísmicas y PSR B1620 26 Planeta M P D 2 e [M JUP ] [días] [AU] HW Vir b 14,3 4640,0 4,69 0,4 DP Leo b 6,05 10230,0 8,19 0,39 NN Ser d 2,28 2830,0 3,39 0,2 NN Ser c 6,91 5660,0 5,38 - HU Aqr c 5,9 5646,0 6,18 0,29 NY Vir b 2,3 2900,0 3,3 - UZ For d 7,7 1900,0 2,8 0,05 PSR B1620 26 b 2,5 36525,0 23,0 - Nota: 2 Distancia Orbital. Thorsett et al. (1993), mediante la técnica de timing, detectaron la presencia de un tercer cuerpo (PSR B1620 26 b) cuyas características se detallan en la Tabla 3.3. El origen de este sistema particular es incierto. Sirgudsson et al. (2003) sugirieron que este planeta fue capturado, ya que es poco probable que haya sobrevivido a la evolución de la estrella masiva. Ellos propusieron que el planeta se habría formado alrededor de una estrella de Secuencia Principal, progenitora de la Enana Blanca que forma parte del sistema binario actual. Encuentros estelares no son muy comunes en el disco de la Vía Láctea, pero en los núcleos densos de los cúmulos globulares se producen con frecuencia por lo que es bastante probable que esta estrella con planeta haya interactuado con un sistema binario formado por una Estrella de Neutrones y una Enana Blanca. En esta interacción, la Estrella de Neutrones habría capturado a la estrella madre del planeta en una órbita estrecha, provocando en el proceso la expulsión de su compañera anterior. Los períodos muy cortos exhibidos por Púlsares se deben a la transferencia de material de una compañera binaria. Por lo tanto, se cree que la nueva compañera de la Estrella de Neutrones al convertirse en Gigante Roja se expandió, de modo que sus capas superficiales comenzaron a ser transferidas a la Estrella de Neutrones. El período del Púlsar de PSR B1620 26 es de unos pocos milisegundos, proporcionando una fuerte evidencia de la transferencia de material, que llegó a su fin cuando se agotaron las capas superficiales de la Gigante Roja, y el núcleo se contrajo lentamente a una Enana Blanca. Ahora las estrellas orbitan tranquilamente una alrededor de la otra. En este escenario, el planeta (PSR B1620 26 b) que tenía una órbita circular alrededor

3.4 Compañeros Sub-Estelares en Enanas Blancas 55 de su estrella madre, se estabilizó en una órbita circumbinaria. En la Figura 3.9, se esquematiza esta hipótesis de formación. Sin embargo, las perspectivas a largo plazo para PSR B1620 26 b son pobres (Ford et al. 1999). El sistema triple, que es mucho más masivo que una estrella aislada típica en M4, está a la deriva hacia el núcleo del cúmulo, donde la densidad de estrellas es muy alta. En más o menos mil millones de años, este sistema probablemente tendrá otro encuentro cercano con una estrella cercana. El resultado más común de estos encuentros es que el compañero más ligero sea expulsado del sistema estelar múltiple. Si esto sucede, PSR B1620-26 b probablemente será expulsado completamente de M4, y pasará el resto de su existencia vagando solo en el espacio interestelar como un planeta interestelar. Figura 3.9: Esquema del proceso de formación para el sistema triple PSR B1620 26. Imagen extraída de http://en.wikipedia.org/wiki/file:the evolution of the PSR B1620-26 system.jpg. 3.4.3. Sistemas Enana Blanca+Enana Marrón En general se acepta que las Enanas Marrones son objetos que, a pesar de formarse como estrellas, no alcanzan en su interior la temperatura lo suficientemente elevada para producir la fusión de hidrógeno en forma sostenida. Sin embargo, a diferencia de los planetas, durante algún período de su vida producen la fusión nuclear en su interior. Dependiendo de su composición química primordial, tienen un límite inferior

56 Capítulo 3 de masa entre 13-15 M JUP, mientras que el límite superior es de 75-80 M JUP. Se conocen Enanas Marrones en un rango de temperaturas 600 < T < 3200 K y radios comparables al de Júpiter, por lo que tienen luminosidades comprendidas entre 8 10 4-6 10 6. Steele et al. (2011) y Girven et al. (2011) establecieron que los compañeros de Enanas Marrones son poco frecuentes, ya que tendrían una frecuencia 0,5 %. Farihi et al. (2008), utilizando fotometría de Spitzer sugirió que <4 % de las Enanas Blancas tienen compañeros subestelares sin resolver con masas > 10 M JUP. Sólo un puñado de estos sistemas han sido confirmados por espectroscopia. Estos son, GD165 (Becklin & Zuckerman 1988), GD 1400 (Farihi & Christopher 2004), WD 0137 349 (Maxted et al. 2006, Burleigh et al. 2006), PHL 5038 y NLTT 5306 (Steele et al. 2009), LSPM 1459+0857 (Day-Jones et al. 2011). GD 165, PHL 5038 y LSPM 1459 +0857 tienen órbitas amplias, con separaciones proyectadas de 120 UA, 55 UA y desde 16500 hasta 26500 UA, respectivamente. WD 0137 349, GD 1400 y NLTT 5306, por el contrario, tienen períodos orbitales más cortos, de 116 minutos, 10 hr y 102 minutos respectivamente (Burleigh et al. 2011). Se cree que estas dos poblaciones distintas son el resultado de la evolución estelar; los sistemas con órbitas amplias donde el secundario ha migrado hacia el exterior debido a la pérdida de masa de la progenitora de la Enana Blanca (Farihi et al. 2006, Nordhaus et al. 2010), y los sistemas cerrados en el que la secundaria ha sobrevivido a una etapa de la evolución común y que eventualmente puede conducir a la formación de una variable cataclísmica (Politano 2004a). Wang et al. (2013) observaron 12 Enanas Blancas que fueron identificadas por su exceso de emisión en el infrarrojo medio por Debes et al. (2011), pero no tenían mediciones anteriores en el infrarrojo cercano. De estas 12 Enanas Blancas, 4 presentan excesos en el infrarrojo asociadas a una fuente cercana. Las emisiones detectadas en el infrarrojo cercano y WISE sugieren que son posibles Enanas Marrones, asociadas o no, a estas Enanas Blancas. En la Figura 3.10, se muestran las SEDs obtenidas por estos autores, para estas 4 estrellas. 3.4.4. Planetas en Enanas Blancas? El destino de los sistemas planetarios, que se encuentran alrededor de estrellas como el Sol, se puede estudiar mediante la búsqueda de planetas en Enanas Blancas (Veras & Wyatt 2012, Duncan & Lissauer 1998, Sackmann et al. 1993). Por otra parte, ya que las Enanas Blancas superan en número a estrellas de tipo A y F en la vecindad solar, pueden representan la mayoría de los sistemas planetarios más cercanos formados en estrellas de masa intermedia. Aunque ha habido varias búsquedas, tanto en tierra como en el espacio, de planetas gigantes alrededor de Enanas Blancas (Hogan

3.4 Compañeros Sub-Estelares en Enanas Blancas 57 Figura 3.10: SEDs de las 4 Enanas Blancas candidatas a tener una compañera Enana Marrón. Imagen extraída del trabajo de Wang et al. (2013). et al. 2009, Farihi et al. 2008, Mullally et al. 2007, Debes et al. 2005), hasta la fecha el único candidato publicado es GD 66. Mullally et al. (2008), analizando una muestra de 15 estrellas ZZ Ceti (Enanas Blancas pulsantes, cuyas características fueron presentadas en el Capítulo 2) encontraron variaciones en el tiempo de llegada de los pulsos de una Enana Blanca (GD 66). Estos autores plantearon que estas variaciones son consistentes con la presencia de un planeta de 2,1M JUP, a una distancia de 2,4 UA con un período de 4,5 años. Sin embargo, el lapso de tiempo cubierto por los datos no fue lo suficientemente largo para cubrir una órbita entera; de confirmarse, sería el primer planeta detectado alrededor de una Enana Blanca. En la Figura 3.11, se muestra el diagrama O-C de GD 66. Farihi et al. (2012) estimaron que los datos de las observaciones combinadas en GD 66 limitan el rango de masas de cualquier compañero binario, orbitando dentro de varias AU, a masas planetarias. Además, plantearon que, dado que los modelos de evolución estelar y las interacciones resultantes entre la estrella y el planeta indican que es poco probable que un planeta a unas pocas UA de la estrella sobreviva a la evolución de ésta, si este supuesto compañero de GD 66 es real, entonces puede haber

58 Capítulo 3 sido inyectado dinámicamente o formado en una segunda generación de la formación de planetas. Desafortunadamente, actualmente su detección sigue siendo provisional, y no ha podido ser confirmado, aunque tampoco descartado. Figura 3.11: Diagrama O-C de GD 66. Imagen extraída del trabajo de Mullally et al. (2008). 3.4.5. Relevamiento Super WASP El proyecto Super WASP 1 opera 2 telescopios robóticos, uno situado entre el grupo de telescopios Isaac Newton en La Palma, España y el otro ubicado en el Observatorio Astronómico de Sudáfrica. Estos telescopios monitorean todo el año simultáneamente el cielo, cubriendo ambos hemisferios, con el fin de detectar los eventos de tránsitos planetarios. Los observatorios se componen cada uno de 8 lentes Cannon 200mm f1.8, cada uno con un CCD Andor de 2048 2048 píxeles (tamaño de cada pixel: 13,5 µm); esto da un campo de visión de 7,8 grados cuadrados para cada cámara. La estrategia de observación es rastrear cíclicamente el cielo en una serie de campos centrados en el tiempo sidéreo local, separados por 1 hora de ascensión recta. Cada observación tiene una duración de aproximadamente 1 minuto. Esta estrategia produce curvas de luz con una cadencia típica de unos 8 minutos por campo. WASP ofrece fotometría de buena calidad con una precisión 1 % en el rango de magnitud V 9-12. 1 Siglas en ingles de: Wide Angle Search for Planets. Datos extraídos de: http://www.superwasp.org/.

3.4 Compañeros Sub-Estelares en Enanas Blancas 59 Como se mencionó en el Capítulo 2, las características de las Enanas Blancas permitirían la búsqueda de planetas cercanos a la estrella mediante la técnica de tránsitos planetarios. Faedi et al (2011) llevaron a cabo extensas simulaciones para explorar la posibilidad de detectar eclipses y tránsitos de compañeros cercanos sub-estelares en Enanas Blancas, en curvas de luz de WASP. Sus simulaciones abarcan compañeros con radios en un rango 0,3 R T < R < 12 R T y periodos orbitales entre 2h < P < 15d, equivalentes a radios orbitales 0,003 UA < a < 0,1 UA. WASP es sensible a los tránsitos de compañeros tan pequeños como la Luna orbitando una Enana Blanca de magnitud V 12, por lo que se buscaron eclipses y señales de tránsito en las curvas de luz de larga duración de una muestra de 194 Enanas Blancas en el rango de magnitudes V 9 15. Dicha muestra, es resultante de una correlación cruzada del catálogo de McCook & Sion y el archivo de WASP. En esta búsqueda, no se encontró evidencia de compañeros sub-estelares. Sin embargo, se utilizó esta no-detección y los resultados de las simulaciones para colocar límites superiores provisionales a la frecuencia de tales objetos en órbitas cercanas a Enanas Blancas. Mientras que solo pudieron colocarse límites débiles (y por lo tanto no útiles) en la frecuencia probable de compañeros del tamaño de la Tierra o más pequeños, se pudo establecer que las Enanas Marrones y los planetas gigantes ( 1 R JUP ) con períodos <0,1 a 0,2 días, sin duda son poco frecuentes (frecuencia <10 %). Las simulaciones y análisis de curvas de luz de Enanas Blancas en el archivo WASP de estos autores, sugieren que el grado de precisión fotométrica es de importancia secundaria en comparación con una alta cadencia y la cobertura continua. La corta duración de los eclipses y tránsitos de Enanas Blancas, que Agol (2011) estimó en 5-20 minutos para acompañantes de 1 R JUP y 1-5 minutos para cuerpos de masa terrestre, en comparación con los 8 min de cadencia de las observaciones WASP, parece ser el principal factor que limita la tasa de detección del tránsito en un relevamiento optimizado para los tránsitos planetarios de estrellas de Secuencia Principal. Futuros relevamientos serán capaces de detectar decenas de miles de Enanas Blancas; entre ellos se encuentra Pan-STARRS 2, que tiene como uno de sus objetivos la búsqueda de exoplanetas mediante la técnica de tránsitos planetarios. La misión espacial PLATO 3, puede ser más adecuada para un relevamiento de Enanas Blancas, ya que brindará una cobertura ininterrumpida a alta cadencia y exquisita precisión fotométrica y podría, al menos en principio, detectar los tránsitos de los cuerpos del tamaño de asteroides en Enanas Blancas; el lanzamiento esta previsto para 2017. Por último, GAIA debe ser capaz de detectar astrométricamente planetas tan pequeños 2 Siglas en inglés de Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System. Datos extraídos de: http://pan-starrs.ifa.hawaii.edu/public/home.html. 3 Siglas en inglés de PLAnetary Transits and Oscillations of stars. Datos extraídos de: http://sci.esa.int/plato/42276-summary/.

60 Capítulo 3 como 0,7 M JUP alrededor de las 50 Enanas Blancas más brillantes, y planetas con masas mayores a 2 M JUP, para todas las Enanas Blancas dentro de 100pc (Silvotti et al. 2011a). 3.5. Evidencias Indirectas de Planetas en Enanas Blancas Si bien, como vimos anteriormente, se han detectado planetas en estrellas Gigantes Rojas, en Púlsares, y en sistemas binarios en los que uno de sus componentes es una Enana Blanca, los resultados más interesantes obtenidos hasta el momento se refiere a la búsqueda y hallazgo de indicios indirectos de planetas en Enanas Blancas (Mullally et al. 2009, Agol et al. 2010, Gänsicke et al. 2012). Tanto las líneas de metales que contaminan las atmósferas de algunas Enanas Blancas como así también la presencias de discos de polvo caliente, que se manifiesta a través de excesos infrarrojos en sus distribuciones espectrales de energía, podrían ser el resultado de un bombardeo de planetesimales u otros cuerpos planetarios hacia la estrella (Zuckerman et al. 2010). 3.5.1. Discos de Polvo Zuckerman & Becklin (1987) descubrieron la primer Enana Blanca con un exceso infrarrojo, G29-38, y Wickramasinghe et al. (1988) fueron los primeros en sugerir que el exceso se debía a un disco circunestelar. Reach et al. (2005) detectaron características de emisión de silicatos a 10 µm con un espectro tomado por Spitzer (panel superior Figura 3.12); ellos establecieron que un disco formado por granos pequeños, a una distancia de 1-10 R de la estrella reproduce la emisión en el infrarrojo medio detectada en G29-38. En el panel inferior de la Figura 3.12, se muestra la SED de G29-38, en la que se le ha superpuesto el espectro de esta estrella. Allí, se puede ver claramente la emisión a 10 µm. Jura (2003) estimó una masa de este disco de 2 10 23 g, lo que equivale a un asteroide de 200 Kilómetros. Dieciocho años después, Kilic et al. (2005) y Becklin et al. (2005) identificaron la segunda Enana Blanca con un disco de escombros circunestelar, GD 362. Ésta última fue la Enana Blanca más rica en metales conocidos en el momento (Gianninas et al. 2004). Zuckerman et al. (2007) encontraron que la gran abundancia de metales en GD 362 es consistente con la acreción de un gran asteroide con una composición similar a la del sistema Tierra-Luna. El lanzamiento del telescopio espacial Spitzer en 2003, posibilitó el estudio de imágenes en el infrarrojo cercano y medio. Este telescopio poseía 3 instrumentos (IRAC, MIPS e IRS) 4 capaces de tomar imágenes y espectros entre 3-180 µm. La 4 Siglas en inglés: Infrared Array Camera, Multiband Imaging Photometer for Spitzer e Infrared

3.5 Evidencias Indirectas de Planetas en Enanas Blancas 61 Figura 3.12: En el panel superior se muestra el Espectro de G29-38; el mejor ajuste corresponde a una combinación de 12 minerales, los cuales se presentan separados en distintos colores. En el panel inferior, se tiene la SED de G29-38, en la que se le ha superpuesto el espectro de la estrella. Imágenes extraídas del trabajo de Reach et al. (2009) y http://www.spitzer.caltech.edu/, respectivamente. Spectrograph, respectivamente.

62 Capítulo 3 Figura 3.13 muestra un diagrama con la extensión del Spitzer en el espectro electromagnético y las bandas en las cuales trabajan sus tres instrumentos. Además, se puede ver el rango en el que se ubican la emisión de las estrellas y del polvo. Varios programas de Spitzer se utilizaron o diseñaron para estudiar Enanas Blancas: Programas de estudios generales: Con la cámara IRAC, se realizaron los programas de Kuchner (P2313), Kilic (P474) y Farihi (P30807) y con la cámara MIPS, el programa de Chu (P40953). En total, con estos 4 programas se observaron 310 Enanas Blancas. Programas dirigidos a estudiar Enanas Blancas ricas en metales fueron los de Jura (P275 y P50060), Burleigh (P30432 y P60161), Farihi (P30807, P60119, P70037 y P70116), Debes (P3655) y Kilic (P70023). En todos los casos se utilizó la cámara IRAC. Se observó alrededor de 80-90 estrellas. Programa de estudio de Enanas Blancas procedentes de fusiones binarias con la cámara IRAC por Hansen (P3309). Se observaron 14 objetos. Figura 3.13: Diagrama de la cobertura de Spitzer en el espectro electromagnético, donde se puede ver que IRAC toma imágenes en bandas centradas en 3,6; 4,5; 5,8 y 8 µm, MIPS obtiene imágenes en 24, 70 y 160 µm y IRS es sensible entre 5,3-40 µm. Imagen extraída de: http://www.spitzer.caltech.edu/. Gracias a estos relevamientos, se han ido descubriendo estos discos de polvo alrededor de Enanas Blancas a un ritmo creciente; 14 se descubrieron antes del 2010 (Farihi et al. 2009) y otros 14 entre 2010-2011 (Xu & Jura 2012). Actualmente, se conocen unas 43 Enanas Blancas con discos circunestelares confirmados y el número

3.5 Evidencias Indirectas de Planetas en Enanas Blancas 63 sigue creciendo; hay 52 candidatos propuestos por Debes et al. (2011). Farihi et al. (2009) estimaron que aproximadamente el 1-3 % de las Enanas Blancas aisladas con edades de enfriamiento inferior a 0,5 Gyr poseen un exceso infrarrojo resultante de un disco circunestelar. Estas mismas estrellas tienen también altas abundancias atmosféricas de calcio (Kilic et al. 2006, Jura et al. 2007a). En estos sistemas, todo el polvo se encuentra dentro del límite de Roche de la estrella, por lo que se trata de discos calientes con temperaturas de 1000 K. Tales discos de polvo no pueden haber sobrevivido a la evolución de la estrella, ni pueden sobrevivir en escalas largas de tiempo a colisiones o al acoplamiento viscoso entre el polvo y el gas (en el caso de un disco gaseoso) en su posición actual; esto implica un origen reciente. La acreción de polvo circunesletar de discos de tipo debris, originado por la destrucción tidal de asteroides, cometas o cuerpos rocosos menores que originalmente formaban un sistema planetario orbitando la actual Enana Blanca, es la explicación más ampliamente aceptada en la literatura (Zuckerman et al. 2010, Hoard et al. 2013). Esto es apoyado por el hecho de que todas las Enanas Blancas con excesos infrarrojos están contaminadas con metales (Figura 3.14). Hay, sin embargo, muchas más Enanas Blancas contaminadas que con disco; alrededor del 25 % de las DA (Enanas Blancas con atmósfera dominada hidrógeno) y el 33 % de las DB (Enanas Blancas con atmósfera dominada por helio) tienen elementos pesados como O, Ca, Mg, Si, Ni Ti, Cr, Mn y Fe en sus atmosferas (Zuckerman et al. 2003, 2010). Estos elementos se encuentran en proporciones similares a las encontradas en la Tierra y algunos elementos son 2 o 3 veces mas abundantes (por ej: Ca). En el capítulo 2, se mostró que dado que la gravedad en la superficie de una Enana Blanca es muy alta (log g 8), los elementos ligeros como el hidrógeno y el helio flotan a la superficie, mientras que los elementos más pesados se hunden rápidamente. Es este mecanismo de separación gravitatoria el responsable de la alta pureza de hidrógeno o de helio que se encuentra en la mayoría de las atmósferas de las Enanas Blancas; cualquier posible elemento químico pesado (Ca, Fe, Mg, Cr, Ni, S, O, Na, etc.) en sus atmósferas se debe hundir en escalas temporales de unos pocos días a un millón de años, dependiendo de la masa y temperatura superficial (Koester & Wilken 2006). Este tiempo es considerablemente menor que el tiempo de enfriamiento de estos objetos (10 8-10 9 años). Por lo tanto estos elementos no pueden ser primordiales. Hay un puñado de estas Enanas Blancas altamente contaminadas que no evidencian excesos infrarrojos. Becklin et al. (2005) plantearon que, en los casos en que se ha detectado un disco, estamos observando un momento especial, después de una perturbación y dispersión reciente de un cuerpo asteroidal o planetario. Por lo tanto, se formó un disco con una vida finita, y relativamente corta, después de la cual todos los materiales serán acretados a la estrella. Estos autores, sugirieron que algunas de las estrellas contaminadas sin discos de polvo pueden ya haber acretado sus discos. Por

64 Capítulo 3 Figura 3.14: Espectros de 4 Enanas Blancas con discos, que presentan lineas de Ca, Mg y Si. Imagen extraída del trabajo de Dufour et al. (2010). otro lado, Farihi et al (2010b) propusieron que estas estrellas también poseen discos, pero que son demasiado débiles para ser detectados o que los mismos coinciden con el plano del cielo (inclinación de 90 o, respecto a nuestra línea de visión) y por lo tanto serian débiles y no detectables. Un tipo completamente diferente de disco de polvo se ha descubierto alrededor de la estrella central de la nebulosa Helix (WD 2226 210), una Enana Blanca extremadamente caliente con una temperatura efectiva de 110000 K. Su et al. (2007), encontraron exceso de emisión de una fuente puntual coincidente con la estrella central de esta nebulosa, con Spitzer en 8, 24 y 70 µm (Figura 3.15). Dicho exceso se asoció a la presencia de un disco de polvo, con temperaturas de cuerpo negro de 90-130 K. Estos autores, suponiendo que se trata de un disco de escombros ópticamente delgado, estimaron que el polvo se distribuye en un anillo entre 35-150 UA de la estrella central, y tiene una masa de 0,13 M. Además, plantearon que este disco posiblemente es resultante de las colisiones de objetos análogos al Cinturón de Kuiper o la desintegración de los cometas de una nube de Oort, que han sobrevivido a la evolución de la estrella central. Chu et al. (2011) estimaron que este tipo de discos de polvo se encontraría alrededor del 15 % de las Enanas Blancas y pre-enanas Blancas, que se encuentran en el centro de una nebulosa planetaria.

3.5 Evidencias Indirectas de Planetas en Enanas Blancas 65 Figura 3.15: SED del objeto central de la nebulosa Helix. Imagen extraída del trabajo de Su et al. (2007). 3.5.2. Discos de Gas Este cuadro se ha complicado aún más por el descubrimiento de discos gaseosos alrededor de un puñado de Enanas Blancas. Gänsicke et al. (2006) encontraron la primera detección de líneas de emisión inusuales de calcio de la Enana Blanca contaminada por metales, SDSS J1228 +1040, a la cual más tarde se le encontró también un disco de polvo (Brinkworth et al., 2009). En la Figura 3.16, se muestra el espectro de SDSS J1228 +1040, en el que se puede ver la forma de doble pico del triplete de calcio, el cual es distintivo de un gas en un disco Kepleriano estable en rotación. Esto es común en binarias de acreción, sin embargo ninguna de estas estrellas muestra evidencia de un compañero de masa estelar. Más adelante, se detectaron 5 Enanas Blancas más con discos gaseosos (Gänsicke 2011, Gänsicke et al. 2007, 2008), que también presentan discos de polvo. Búsquedas adicionales sugieren que este es un fenómeno raro (Gänsicke et al. 2007). Parece plausible que tales discos gaseosos estén relacionados con los discos de polvo circunestelares y la contaminación de las Enanas Blancas. Se planteó la posibilidad de que el disco de gas resulta cuando se subliman materiales polvorientos. Sin embargo, las observaciones indican que el disco de gas se encuentra fuera del radio de la sublimación para el calcio. La detección de discos de polvo y discos gaseosos, apoyarían la idea de que los discos se forman de la destrucción tidal de asteroides o cometas.

66 Capítulo 3 Figura 3.16: Espectro de SDSS J1228 +1040, donde se puede observar la forma de doble pico de la línea de calcio. Imagen extraída del trabajo de Gänsicke et al. (2006).

Capítulo 4 Modelado de las Distribuciones Espectrales de Energía de Enanas Blancas con Discos Debris 4.1. Introducción Si bien hay 43 Enanas Blancas en la literatura que presentan excesos infrarrojos en sus SEDs, como por ejemplo G 29 38, GD 362, GD 56, GD 16, etc. (Zuckermann & Becklin 1987, Kilic et al. 2005, Becklin et al. 2005, Kilic et al. 2006, Farihi et al. 2009), no se ha intentado modelar o caracterizar en forma sistemática estos excesos. En la mayoría de los casos, se les ha ajustado una planckeana de una determinada temperatura (Figura 4.1). En este capítulo, se presenta el modelado de las SEDs de un conjunto de 29 de estas Enanas Blancas que presentan excesos infrarrojos, para lo cual se utilizó un código de discos debris (Wolf & Hillenbrand 2003), con el fin de caracterizar dichos excesos. En primer lugar, se describen las características de estas Enanas Blancas y se presenta la muestra analizada (Sección 4.2). Luego, se muestran el modelo utilizado para reproducir las SEDs y los resultados obtenidos (Sección 4.3). Posteriormente, habiendo caracterizado estos discos, se compara la ubicación de los mismos con la zona de habitabilidad de cada Enana Blanca de la muestra analizada (Sección 4.4). Además, las dimensiones y masas de estos anillos son comparadas con las de discos de tipo debris presentes en estrellas de Secuencia Principal (Sección 4.5). 4.2. Muestra Analizada Para construir la muestra, se realizó una intensa búsqueda en la literatura con el fin de identificar todas las Enanas Blancas conocidas al presente que presentan excesos

68 Capítulo 4 Figura 4.1: Ejemplo de una SED (GD 16) en la que se ha ajustado una planckeana para intentar obtener alguna característica del disco. Imagen obtenida del trabajo de Farihi et al. (2009). infrarrojos en sus SEDs. En esta búsqueda, se encontraron 43 estrellas que presentan dichos excesos (Zuckermann & Becklin 1987, Becklin et al. 2005, Kilic et al. 2005, Gänsicke et al. 2006, Kilic et al. 2006, Jura et al. 2007a, 2007b, Kilic & Redfield 2007, Mullally et al. 2007, Farihi et al. 2008, Brinkworth et al. 2009, Farihi et al. 2009, Jura et al. 2009, Reach et al. 2009, Dufour et al. 2010, Farihi et al. 2010a, 2010b, Debes et al. 2011a, 2011b, Farihi et al. 2011a, 2011b, Melis et al. 2011, Barber et al. 2012, Brinkworth et al. 2012, Girven et al. 2012, Kilic et al. 2012, Melis et al. 2012, Xu & Jura 2012, Hoard et al. 2013, Wang et al. 2013). Para cada objeto, se recopilaron parámetros estelares tales como: temperatura, distancia, luminosidad y magnitudes, y flujos (óptico, IR cercano y medio). Además, con el fin de disponer de la mayor cantidad de datos posibles para realizar el modelado, se buscaron también magnitudes y flujos en bases de datos (2MASS 1 y WISE 2 ). En general, como se ve en el panel izquierdo de la Figura 4.2, estas Enanas Blancas se encuentran en un amplio rango de temperaturas, aproximadamente entre 6000 y 25000 K. En principio, no existe una distribución preferencial de temperatura. En el panel derecho de la Figura 4.2 se muestra la distribución de distancias. Allí se puede ver que la mayoría se encuentra a una distancia menor a los 250 pc, siendo la distancia media de d = 110 pc (sin tener en cuenta el caso de WD J1557+0916, ya que es la única que se encuentra a d > 250 pc). En cuanto a la magnitudes V y K (paneles izquierdo y derecho respectivamente de la Figura 4.3), se ve que estos objetos son 1 2MASS: siglas en ingles de Two Micron All Sky Survey. Datos obtenidos de http://irsa.ipac.caltech.edu/cgi-bin/gator/nph-dd?catalog=fp psc. 2 WISE: siglas en ingles de Wide-Field Infrared Survey Explorer. Datos obtenidos de http://irsa.ipac.caltech.edu/cgi-bin/gator/nph-dd.

4.2 Muestra Analizada 69 Figura 4.2: Distribuciones de temperatura (izquierda) y distancias (derecha) para estas Enanas Blancas que presentan excesos infrarrojos en sus SEDs. bastante débiles; estas estrellas se encuentran en un rango de magnitud V entre 13-17 y en magnitud K la mayoría tiene valores entre 14-18,5. Por último, en la Figura 4.4 se presenta la distribución de metalicidades. Si bien el contenido metálico es bastante pequeño ( 9,5 < log Ca/H < 5), hay que recordar que, por lo visto en el Capítulo 2, en estas estrellas no se esperaba encontrar ningún elemento pesado en su superficie. Figura 4.3: Distribuciones de magnitudes V (izquierda) y K (derecha) para las Enanas Blancas que presentan excesos infrarrojos en sus SEDs.

70 Capítulo 4 Figura 4.4: Distribución de Metalicidades para las Enanas Blancas que presentan excesos infrarrojos en sus SEDs. Para el modelado de las SEDs, de estas 43 Enanas Blancas se eligieron aquellas cuyos parámetros estelares eran más confiables; la muestra analizada final está formada por 29 de estos objetos. En la Tabla 4.1, se listan algunos parámetros de estas estrellas, obtenidos de la literatura. 4.3. Modelado de las SEDs 4.3.1. Modelo Utilizado El modelado de las SEDs se realizó mediante el código de Wolf & Hillenbrand (2003), el cual es de acceso libre 3. La emisión de la estrella (el continuo) se modela con un cuerpo negro. Es decir, la luminosidad estelar monocromática L λ;s de la estrella puede ser expresada de la siguiente manera: L λ;s = 4πR 2 S B λ (T e f f ), (4.1) donde R S es el radio estelar, T e f f la temperatura efectiva, y B λ (T e f f ) representa a la función de Planck correspondiente a la temperatura efectiva de la estrella para la longitud de onda considerada. Este modelo asume que la masa de gas en los discos es lo suficientemente baja como para despreciar cualquier tipo de interacción entre dicha masa y las partículas de 3 http://www1.astrophysik.uni-kiel.de/dds/.

4.3 Modelado de las SEDs 71 Tabla 4.1: Algunos parámetros de las 29 Enanas Blancas con excesos en las SEDs modeladas en este Capítulo Nombre T [K] 1 L [L ] d [pc] V K log Ca/H WD 0146+187 11500 0,0016 48 15,500 15,358 5,8 WD 0249 052 17823 0,0115 104-15,735 - WD 0300 013 15300 0,0083 74 15,560 15,621 6 WD 0408 041 14400 0,0087 72 15,500 15,440 7,1 WD 0420 731 17653 (19400) 0,0135 79 - - - WD 0420+520 24301 0,0300 76 - - - WD 0435+410 17280 0,0090 50-14,901 7,5 WD J0738+1835 13600 (12800) 0,0018 120 - - 6,2 WD 0836+404 11712 0,0025 59 - - - WD 0842+231 18600 0,0087 85 16,070 16,484 6,9 WD 1015+161 19948 0,0200 91-16,003 6,3 WD 1041+091 17912 0,0100 183 - - - WD 1046 017 14266 0,0050 75 - - - WD 1116+026 12290 0,0040 38 14,570 14,611 7,3 WD 1124 293 9400 0,0010 33,6 15,020 14,602 8,53 WD 1150 153 12800 (13500) 0,0035 85 16,000 16,119 6,7 WD 1226+110 22020 0,0260 142 - - 5,76 WD 1349 230 18200 0,0100 120 16,300-8 WD 1448+411 13571 (14400) 0,0050 80 - - - WD 1456+298 7266 0,0004 29 15,600-9,31 WD 1457 086 21450 0,0190 110 15,770 15,614 6,1 WD 1541+650 11880 0,0022 55-15,429 - WD J1617+1620 13432 (13800) 0,0052 122 16,230 - - WD 1729+371 9740 (11200) 0,0001 25 14,200 15,604 5,2 WD 1929+012 20890 0,0284 55 14,280 14,454 6,1 WD 2115 560 9700 (10000) 0,0011 22 - - 7,6 WD 2326+049 11820 (12500) 0,0018 14 13,040 12,689 6,9 WD 2329+407 13900 (14500) 0,0060 33 - - - SDSS J0004 0340 6887 0,0004 51 16,730 15,800 - Nota: 1 Los valores de temperatura encerrados entre paréntesis, corresponden a los utilizados en el modelado de las SEDs (Sección 4.3).

72 Capítulo 4 polvo, o la radiación estelar. Bajo esta suposición, los granos de polvo son calentados únicamente por la radiación directa de la estrella. Además, se asume que el disco es ópticamente delgado, por lo que los procesos de dispersión múltiple y calentamiento del polvo por re-emisiones de las mismas partículas se desprecian. Dentro de estas condiciones, los únicos procesos a considerar son, la dispersión, la absorción y la posterior re-emisión de la radiación estelar, por partículas de polvo que se suponen como esferas homogéneas de una dada composición química. La contribución de cada uno de estos procesos puede expresarse analíticamente de la siguiente manera: La energía absorbida por una única partícula de polvo por unidad de tiempo en la longitud de onda λ, será: λ;g = L λ;s Q abs πd 2 λ 4πa, (4.2) 2 L abs donde D es el radio de la partícula, a es la distancia a la estrella y Q abs λ es el coeficiente de eficiencia de absorción. Suponiendo que las partículas de polvo emiten como cuerpos negros, la energía por unidad de tiempo que es re-emitida por una única partícula de polvo puede expresarse de la siguiente manera: L emi λ;g = 4πD2 Q abs λ πb λ(t g ), (4.3) donde T g es la temperatura de la partícula, la cual depende de la distancia a la estrella. La energía dispersada por unidad de tiempo, por un único grano de polvo será: L disp λ;g ( D ) 2 = L λ;s AQ disp λ, (4.4) 2a donde A es el albedo de la partícula y Q disp λ es el coeficiente de eficiencia de dispersión. Al igual que Q abs λ, este coeficiente depende del tamaño del polvo y de su composición química. Ambos coeficientes se encuentran tabulados para diferentes composiciones químicas y tamaños de partícula. El código calcula las expresiones (4.1), (4.2), (4.3) y (4.4) para cada uno de los granos de polvo de los diferentes tamaños y composición química considerados en el intervalo de longitudes de onda de interés. La SED emergente es la suma de cada una de esas contribuciones en cada longitud de onda. Este modelo cuenta con un conjunto de parámetros que se pueden clasificar en tres grupos: parámetros de la estrella, los observables y parámetros del disco. Los parámetros estelares son la luminosidad y temperatura efectiva, mientras que el conjunto de parámetros observables son: la distancia, el intervalo de longitudes de onda a considerar en el modelo y los valores de flujos medidos. El conjunto de parámetros del

4.3 Modelado de las SEDs 73 disco son: radios interno (a int ) y externo (a ext ), masa de polvo contenida en el mismo (M polvo ), distribución radial de las partículas de polvo en el disco (ρ(a)), distribución de tamaños de las partículas (N(D)), composición química y tamaños mínimo (D min ) y máximo (D max ) de los granos de polvo. Tanto la distribución radial del polvo como la distribución de tamaños de las partículas siguen una ley de potencias: ρ(a) = a q N(D) = D X donde q y X son índices que, en principio se pueden variar. 4.3.2. Procedimiento de Modelado Los parámetros estelares y la distancia se mantuvieron fijos, utilizando los datos recopilados en la Tabla 4.1. Sin embargo, en algunos casos, no se pudo reproducir el máximo de la planckeana con la temperatura obtenida en la literatura, por lo que se tuvo que variar el valor de ésta para poder tener un mejor ajuste de la SED. Esta variación no fue mayor al 10 % (de acuerdo a lo visto en el Capítulo 2). Los valores utilizados son los que se encuentran entre paréntesis en la Tabla 4.1. Los valores de flujos observados de cada estrella se tomaron a partir de los datos publicados en la bibliografía y el intervalo de longitudes de onda se fijó en λ = 0 60 µm. Los parámetros que se ajustaron fueron: a int, a ext, M polvo, D min, D max y la composición química. Ésta última en un primer momento se mantuvo fija, asumiendo que los discos se encuentran compuestos únicamente por silicatos astronómicos. Sin embargo, para los casos de WD 0146+187, WD 0408-041, WD 1457-086, WD 1541+650, WD 1929+012, WD 2115-560 y SDSS J0004-0340 el valor del radio interno del disco resultó menor al valor del radio de sublimación del polvo, por lo que se decidió variar dicha composición. En estos casos en particular, se asumió, además de silicatos astronómicos, la presencia de olivinos ricos en hierro y magnesio. Los olivinos son una clase de silicatos, cuya fórmula química es A 2 S io 4, donde A puede ser hierro (Fe), magnesio (Mg), manganeso (Mn), etc o combinaciones de éstos en distintas proporciones. Para estos ajustes, se tomó una combinación entre hierro y magnesio (MgFe) 2 S io 4 ya que se trata del olivino más abundante en la Tierra 4, se ha encontrado en el interior de asteroides, asi como en el polvo que dejan a su paso los cometas. Además, son los silicatos que predominan en el espectro de G29 38, según 4 Se encuentra en muchas rocas ígneas y es uno de los constituyentes importantes de la zona superior del manto terrestre.

74 Capítulo 4 el modelado realizado por Reach et al. (2005). En cuanto a la proporción, se adoptó la que mejor ajustaba las SEDs. La distribución radial del material (ρ(a)) es un parámetro muy difícil de determinar, ya que puede ser afectado por diversos mecanismos como así también por la historia evolutiva del disco y sus circunstancias particulares, como por ejemplo, la presencia de uno o mas cuerpos masivos, una estrella compañera cercana, etc. En los casos en que se ha logrado ajustar una distribución de este tipo en estrellas de Secuencia Principal, se ha encontrado que el índice q toma valores entre q = 1-3 (ver por ejemplo HD 32297, Maness et al. 2008; Schneider et al. 2006). En las estrellas de tipo T-Tauri se ha observado que q yace prácticamente en el mismo rango, tomando valores entre q = 1,9-2,4 (Kenyon & Hartmann 1987; Chiang & Goldreich 1999; D Alessio et al. 1999). Lo mismo ocurre para el Sistema Solar, donde se ha mostrado que q = 1,0-2,4 dependiendo de la distancia al Sol (Gor kavyi et al. 1997; Kelsall et al. 1998). Para el modelado presentado en este trabajo, se fijó el valor de q = 1,5 en un intento de seleccionar un valor intermedio lo más representativo posible para la mayoría de los sistemas. Respecto a la la distribución de tamaños de los granos de polvo, se sabe poco acerca de la tasa de producción de polvo en colisiones de cometas o asteroides ya que esto va a depender en algún grado de la composición y estructura interna de los cuerpos colisionantes. La distribución de partículas de polvo adoptada en este modelado es la resultante de una cascada colisional infinita (Dominik & Decin 2003), donde el índice X tiene la siguiente forma: X = 2 3b. Si se tiene que las partículas colisionantes son de igual tamaño, b = 11/6. Teniendo esto en cuenta, se tomó el parámetro X = 3,5. Se asume una distribución de este tipo porque resulta independiente de las propiedades del material que colisiona y es una aproximación razonable, dado que estos discos se originan mediante colisiones entre cometas, asteroides o análogos al Cinturón de Kuiper. 4.3.3. Resultados Obtenidos En la Figura 4.5 se muestran las SEDs obtenidas para una composición química de 100 % silicatos astronómicos. Se puede notar que, en la mayoría de los casos, el modelo predice un pico alrededor de 10 12 µm. Si bien esto inicialmente sorprendió, se encontraron en la literatura espectros tomados por Spitzer de 6 Enanas Blancas que presentan excesos infrarrojos (Figura 4.6), revelando la emisión de silicatos a 10 µm (Jura et al. 2009). Estas bandas de emisión, presentan alas anchas que se extienden hasta 12 µm, y son característica de olivinos, que, para estas 6 estrellas, se tomaron

4.3 Modelado de las SEDs 75 con abundancias iguales de hierro y magnesio. Además, estos espectros muestran que no hay presencia de PAHs 5 circunestelares, aunque estas 6 Enanas Blancas son suficientemente calientes para poder excitar la emisión de de estos compuestos. Por lo tanto, la ausencia de emisiones de PAH en sus espectros sugiere que las Enanas Blancas tienen material circunestelar rico en silicatos y pobre en carbono. Estos datos son consistentes con la idea de que asteroides extrasolares, deficientes en carbono (Jura 2006, 2008), son destruidos tidalmente formando y reponiendo los discos. En las Figuras 4.7 y 4.8, se presentan las SEDs obtenidas para una composición química de 50 % silicatos astronómicos + 50 % Mg(0.8)Fe(1.2)SiO(4) y 80 % silicatos astronómicos + 20 % Mg(0.8)Fe(1.2)SiO(4), respectivamente. En las Tablas 4.2 y 4.3, se detallan las características de los discos, para las distintas composiciones químicas consideradas. En ellas se puede ver que: En la mayoría de los casos, el a int está dado por el radio de sublimación del polvo, y sus valores se hallan comprendidos entre 0,07 R < a int < 4,94 R. Los valores de a ext se encuentran comprendidos entre 1,29 R < a ext < 75,23 R. Por lo tanto, estos discos tienen un a ext media 38,26 R. La masa de los discos, en unidades de masa de Ceres (M C = 0,013 M L ), se encuentra en un rango entre 6,29 10 7 M C < M polvo < 6,29 10 5 M C. Esto implica una M polvo media 3,18 10 5 M C. El tamaño de los granos de polvo, varía entre 0,1 µm < D < 50 µm. WD 1150-153 En el caso particular de WD 1150 153, no se logró realizar un ajuste aceptable de la SED utilizando este modelo (Figura 4.9), por lo que se decidió ajustarle una planckeana (Figura 4.10). Las características de la planckeana que mejor ajusta estos excesos están dadas en la Tabla 4.4. Analizando estas características, se ve que podría tratarse de un sistema binario formado por una Enana Blanca y una Enana Marrón, ya que, como se vio en el Capitulo 3, tanto la temperatura como la luminosidad de esta planckeana son propias de Enanas Marrones. Además, esta SED presenta similitudes a los candidatos Enana Blanca + Enana Marrón propuestos por Wang et al. (2013). Esto podría comprobarse mediante imágenes coronográficas de alta resolución o con velocidades radiales. Otra posibilidad, es que esta estrella (WD 1150 153) posea un disco ópticamente grueso y, por lo tanto, el modelo utilizado no logra realizar un buen ajuste de la SED. 5 Siglas en inglés de: Hidrocarburos Aromáticos Policíclicos. Se trata de compuestos orgánicos, presentes en el petróleo, carbón, etc. y también se los ha encontrado en el medio interestelar, cometas y meteoritos.

76 Capítulo 4 Tabla 4.2: Características obtenidas de los discos para una composición química de 100 % silicatos astronómicos 2 Nombre a int [R ] a ext [R ] M polvo [M C ] D min [µm] D max [µm] WD 0249-052 4,94 6,88 1,57 x 10 5 5 8 WD 0300-013 0,60 16,12 1,05 x 10 5 8 8 WD 0420-731 0,90 10,75 6,29 x 10 6 2 2 WD 0420+520 1,32 16,12 5,03 x 10 6 2 2 WD 0435+410 0,62 16,12 4,40 x 10 6 10 10 WD J0738+1835 0,33 16,55 1,79 x 10 5 2 2,5 WD 0836+404 1,93 8,60 5,34 x 10 6 2 5 WD 0842+231 0,61 4,30 1,89 x 10 5 20 50 WD 1015+161 1,09 21,49 7,54 x 10 6 2 8 WD 1041+091 0,41 6,45 6,29 x 10 7 0,1 5 WD 1046-017 1,93 16,12 9,43 x 10 6 2 2 WD 1116+026 0,43 16,12 1,07 x 10 5 5 10 WD 1124-293 1,93 16,12 3,14 x 10 6 1 1 WD 1226+110 1,62 12,90 1,26 x 10 5 1 8 WD 1349-230 1,01 10,75 3,77 x 10 6 1 2 WD 1448+411 1,93 12,90 1,01 x 10 5 2 5 WD 1456+298 1,93 16,12 9,43 x 10 6 1 1 WD J1617+1620 0,73 16,12 1,05 x 10 5 1 2 WD 1729+371 0,07 6,45 2,70 x 10 5 20 50 WD 2326+049 0,64 1,29 1,16 x 10 5 15 40 WD 2329+407 1,93 2,15 4,40 x 10 6 10 10 Nota: 2 Los valores subrayados corresponden a a int = R sub. 4.4. Ubicación de Discos vs. Zona de Habitabilidad La zona de Habitabilidad es una región de interés para todos los sistemas planetarios y por tal motivo, se decidió calcularla y comparar su localización con la ubicación de estos discos presentes en las Enanas Blancas que forman la muestra (con excepción de WD 1150 153 ya que no se logró realizar un buen ajuste de su SED).

4.4 Ubicación de Discos vs. Zona de Habitabilidad 77 Tabla 4.3: Características obtenidas de los discos para una composición química de silicatos astronómicos + Mg(0.8)Fe(1.2)SiO(4) 3 Nombre a int [R ] a ext [R ] M polvo [M C ] D min [µm] D max [µm] WD 0146+187 0,25 4,30 2,20 x 10 5 20 20 WD 0408-041 0,55 3,22 1,89 x 10 5 12 15 WD 1457-086 0,87 75,23 3,77 x 10 5 1 1 WD 1541+650 0,30 4,30 3,33 x 10 5 20 50 WD 1929+012 0,80 6,45 6,29 x 10 5 50 50 SDSS J0004-0340 0,39 21,49 2,51 x 10 5 2 2 WD 2115-560 0,22 4,30 1,45 x 10 5 30 30 Nota: 3 En la mayoría de los casos, se tomó una composición química de 50 % silicatos astronómicos + 50 % Mg(0.8)Fe(1.2)SiO(4). Para WD 2115 560, se tomo la misma composición química, pero se varió la proporción (80 % silicatos astronómicos + 20 % Mg(0.8)Fe(1.2)SiO(4)). Los valores subrayados, al igual que en la Tabla 4.2 corresponden a a int = R sub. Tabla 4.4: Características de la planckeana ajustada en el caso de WD 1150 153 Nombre T e f f [K] L [L ] WD 1150 153b 1300 0,00015 4.4.1. Modelo Utilizado La zona de habitabilidad para estas Enanas Blancas, se calculó utilizando el modelo de temperatura constante. Este es un modelo sencillo, dado que no tiene en cuenta consideraciones de tipo climático ni de composición atmosférica, pero que permite analizar en forma adecuada la variación de la Zona de Habitabilidad con la luminosidad estelar. En primer lugar, se muestra el caso particular de nuestro planeta, y luego se generaliza para cualquier sistema planetario. Para determinar la Zona de Habitabilidad en el caso de la Tierra, debemos realizar un balance energético entre la cantidad de energía que ingresa al planeta (E abs ) y la cantidad de energía que sale (E emi ) suponiendo que el planeta emite como cuerpo negro: E abs = πr 2 TS, (4.5)

78 Capítulo 4 E emi = 4πσr 2 TT 4 T, (4.6) donde r T y T T son el radio y la temperatura de Tierra, respectivamente, y σ es la constante de Boltzmann. S es la llamada constante solar (cantidad de radiación que incide sobre la Tierra generada por el Sol), cuyo valor se puede determinar a una distancia fija d: S = L 4πd 2, (4.7) Igualando las ecuaciones (4.5) y (4.6) y teniendo en cuenta la ecuación (4.7), obtenemos: σt 4 T = L 16πd 2, (4.8) Evaluando (4.8) en los valores promedios de la Tierra: T = 288 K (15 C) y d = 1UA: σ(288) 4 = L 16π(1 UA) 2. (4.9) Tomando el cociente entre (4.8) y (4.9) se llega a: ( ) 2 288 d = (1UA), (4.10) τ donde ahora, d representa la posición o distancia de la Zona de Habitabilidad en función de la temperatura promedio de la Tierra y de una temperatura de calibración τ que en este caso está representada por las temperaturas límites para la existencia del agua en estado líquido: las temperaturas de ebullición del agua (373,15 K) y de congelamiento (273,15 K). Evaluando la ecuación (4.10) en estos valores, se obtiene: d int = 0,6 UA (4.11) d ext = 1,11 UA. Teniendo en cuenta la relación entre luminosidad (L), temperatura (T e f f ) y radio de la estrella (R):

4.4 Ubicación de Discos vs. Zona de Habitabilidad 79 L = 4πR 2 σt 4 e f f, (4.12) y combinando las ecuaciones (4.7) y (4.12), se obtiene: ( R ) 2, (4.13) S = σt 4 e f f d mediante la cual es posible calcular el valor de la constante solar en los límites (4.11), encontrando: S int = 3794,78 W/m 2 (4.14) S ext = 1129,02 W/m 2. El formalismo anterior puede extenderse a cualquier sistema planetario, siempre y cuando se cumpla que el flujo estelar, que determina los límites internos y externos, sea el mismo que el establecido para el caso de la Tierra. Entonces, la ecuación (4.12) se puede escribir como: ( ) 2 ext S int = σt 4 R e f f dint ext, (4.15) donde S ext int están dados por los valores obtenidos en (4.14). Los límites de la Zona de Habitabilidad pueden entonces expresarse como: d ext int = σt 4 e f f R2 S ext int 1/2 4.4.2. Resultados Obtenidos. (4.16) Utilizando la ecuación (4.16) y la relación (4.12), junto con los parámetros estelares dados en la Tabla 4.1, se calcularon los valores límites de la zona de habitabilidad de estas Enanas Blancas. Los resultados, se listan en la Tabla 4.5. Allí se puede ver que: los valores de límite interno d int se encuentran comprendidos entre: 1,29 R < d int < 22,29 R.

80 Capítulo 4 Tabla 4.5: Límites interior y exterior de la zona de habitabilidad de las Enanas Blancas que forman la muestra Nombre d int [R ] d ext [R ] WD 0146+187 5,10 9,35 WD 0249-052 13,80 25,31 WD 0300-013 11,73 21,51 WD 0408-041 11,99 21,99 WD 0420-731 14,96 27,42 WD 0420+520 22,29 40,87 WD 0435+410 12,21 22,39 WD J0738+1835 5,46 10,01 WD 0836+404 6,44 11,80 WD 0842+231 12,00 22,01 WD 1015+161 18,20 33,37 WD 1041+091 15,41 28,26 WD 1046-017 9,10 16,69 WD 1116+026 8,15 14,95 WD 1124-293 4,09 7,50 WD 1226+110 20,75 38,04 WD 1349-230 12,87 23,60 WD 1448+411 9,10 16,69 WD 1456+298 2,69 4,93 WD 1457-086 17,74 32,52 WD 1541+650 5,99 10,97 WD J1617+1620 9,28 17,02 WD 1729+371 1,29 2,36 WD 1929+012 21,70 39,79 WD 2115-560 4,27 7,83 WD 2326+049 5,46 10,01 WD 2329+407 9,97 18,28 SDSS J0004-0340 2,57 4,72 los valores de límite externo d ext se encuentran comprendidos entre: 2,36 R < d ext < 40,87 R. En las Figuras 4.11 y 4.12 se presenta la comparación entre la ubicación de la zona de habitabilidad y los discos presentes en estas Enanas Blancas. En la Figura 4.11, se

4.5 Comparación de Parámetros de Discos en Enanas Blancas y en Estrellas de Secuencia Principal 81 muestran los casos en los que existe una superposición entre esta región y el disco. En la Figura 4.12 se ven los casos en los que no hay una superposición, sin embargo se puede notar que dicha región no se encuentra muy alejada de estos discos de polvo. Teniendo en cuenta que, por lo visto en el Capítulo 2, la zona de habitabilidad de las Enanas Blancas varía con la temperatura, la luminosidad estelar y la edad (Agol 2011), más adelante los casos que presentan superposición ya no la evidenciarían y viceversa. 4.5. Comparación de Parámetros de Discos en Enanas Blancas y en Estrellas de Secuencia Principal Como se vió en el Capítulo 1, se denomina discos debris o de escombros a los discos presentes en estrellas de Secuencia Principal. Estos tienen poco gas, están compuestos por partículas de polvo que se originan por colisiones entre objetos análogos al Cinturón de Kuiper (polvo de segunda generación) y se encuentran ubicados entre 10-100 UA de la estrella, aunque existen excepciones como es el caso de HD 69830. Esta es una estrella de tipo espectral G7,5-K0 V a la que se le ha detectado tres planetas y un disco debris ubicado entre ellos, similar al Cinturón de Asteroides del Sistema Solar, pero más masivo (panel superior Figura 4.13). Los planetas se ubican respectivamente a 0,0785, 0,186 y 0,63 UA de la estrella y el disco debris se encuentra a una distancia de 0,42 UA; el planeta mas externo estaria en la zona de habitabilidad de la estrella. Además en el panel inferior de la Figura 4.13, se muestra que el análisis del polvo revela la presencia de un olivino llamado forsterita, similar a la del cometa Hale- Bopp (Beichman et al. 2005). Si bien este sistema tiene un disco cercano a la estrella, los discos presentes en Enanas Blancas lo son aún más. En esta sección, se comparan características (radio externo y masa) entre discos presentes en Enanas Blancas y en estrellas de Secuencia Principal. 4.5.1. Radio Externo Los valores de radio externo de discos presentes en estrellas de Secuencia Principal, se obtuvieron de la base de datos Catalog of Circumstellar Disks 6. De esta base de datos, se utilizó el catálogo Catalog of Resolved Disks donde se muestran características, tanto de la estrella como del disco, de 40 estrellas de Secuencia Principal y 130 estrellas de Pre-Secuencia Principal. En la Figura 4.14 se presenta una distribución de radio externo para estas estrellas. Allí se puede ver que los radios externos de estos discos a DS P se encuentran en un amplio rango de valores: 400 R < a DS P < 118000 R. El valor medio de esta 6 http://www.circumstellardisks.org/.

82 Capítulo 4 distribución es a DS P = 59200 R. Al comparar en forma directa el valor medio de radio externo en discos presentes en Enanas Blancas (a DEB = 38,26 R ) y en estrellas de Secuencia Principal, se puede notar que éstos últimos son aproximadamente 1500 veces más grandes que los discos de Enanas Blancas: a DS P a DEB = 1547, 3. Si se compara la relación entre el radio del disco y el radio de la estrella, utilizando los valores medios de los radios de las estrellas 7 : a EB = 0,009 R a S P = 1,25 R, se ve que se obtienen valores que no son comparables entre si: a DEB a EB = 4251, a DS P a S P = 47360. Esto valores tienen un orden de magnitud de diferencia, por lo que los discos en Enanas Blancas son considerablemente menores que los discos de estrellas de Secuencia Principal. Con los valores medios de radio externo y distancia (a DEB = 38,26 R y d = 110 pc), se calculó el tamaño angular medio (δ) de estos anillos presentes en Enanas Blancas, utilizando la relación: δ = 2arctg ( adeb D ), (4.17) siendo el valor obtenido δ = 0,18. Los grandes telescopios, con óptica adaptativa, pueden alcanzar altísimas resoluciones. Por ejemplo, en Gemini Norte está el instrumento NIRI, que con la óptica adaptativa de Altair, puede proporcionar una resolución de 0,02 por pixel, mientras que en Gemini Sur, se encuentra Flamingos-2 que, junto con la óptica adaptativa de MCAO, puede proporcionar una resolución de 0,09 7 En el caso de las estrellas de Secuencia Principal, se tuvo en cuenta que se han detectado discos en estrellas de tipos espectrales A, F, G, K y M.

4.5 Comparación de Parámetros de Discos en Enanas Blancas y en Estrellas de Secuencia Principal 83 por pixel. Sin embargo tienen un límite de sensibilidad relativamente bajo, por lo que técnicamente es muy difícil obtener imágenes directas de estos discos. Esto implica que, por el momento, solo se puede caracterizar a los mismos a partir del modelado de las SEDs. 4.5.2. Masa de los Discos El Dr. Luciano García, en su tesis de doctorado, modeló las SEDs de 46 estrellas de Secuencia Principal (mayormente de tipo espectral G), y 26 binarias con excesos infrarrojos, con el propósito de estudiar las propiedades de los discos en ambos grupos de estrellas. Como resultado, se obtuvieron los radios interno y externo, la masa, y el tamaño de las partículas de polvo en cada uno de los discos. Los discos de sistemas individuales resultaron en promedio, un orden de magnitud más masivos que los discos en sistemas binarios. Al analizar la distribución de masas, obtuvo una masa media de los discos de M DS P = 0,05 M L (3,88 M C ). Al comparar en forma directa el valor medio de la masa de discos presentes en Enanas Blancas (M DEB = 3,18 10 5 M C ) y en estrellas de Secuencia Principal, se ve que estos últimos son aproximadamente cien mil de veces más masivos que los discos de Enanas Blancas: M DS P M DEB = 122012, 58. Al comparar la relación entre la masa del disco y la masa de la estrella, utilizando los valores medios de las masas de las estrellas 8 : M EB = 1,6 10 9 M C M S P = 3,56 10 9 M C, se puede notar que se obtienen valores que no son comparables entre si: M DEB M EB = 1,6 10 14 M DS P M S P = 1,1 10 9. 8 Al igual que en la comparación entre radios, en el caso de las estrellas de Secuencia Principal se tuvo en cuenta que se han detectado discos en estrellas de tipos espectrales A, F, G, K y M.

84 Capítulo 4 4.6. Síntesis y Resultados En primer lugar, en este Capítulo se presentaron las características de todas las Enanas Blancas conocidas al presente que muestran excesos infrarrojos (43 objetos). En general, estas estrellas tienen un amplio rango de temperaturas, entre 6000 y 25000 K, y la mayoría yace a una distancia menor a los 250 pc. En cuanto a la magnitudes V y K, estos objetos son bastante débiles, ya que se encuentran en un rango de magnitudes entre 13-17 y 14-19, respectivamente. Además, presentan contenido metálico ( 9, 5 < logca/h < 5). Luego se realizó el modelado de las SEDs de la muestra final, formada por 29 de estas Enanas Blancas, mediante el código de Wolf & Hillenbrand (2003). Los parámetros que se ajustaron fueron: a int, a ext, M polvo, D min, D max y la composición química; las SEDs resultantes se muestran en las Figuras 4.5, 4.7 y 4.8. Las características obtenidas de los discos, para las distintas composiciones químicas consideradas, se detallan en las Tablas 4.2 y 4.3. En ellas se ve que: En la mayoría de los casos, el a int está dado por el radio de sublimación del polvo, y sus valores se hallan comprendidos entre 0,07 R < a int < 4,94 R. Los valores de a ext se encuentran comprendidos entre 1,29 R < a ext < 75,23 R. Por lo tanto, estos discos tienen un a ext media 38,26 R. La masa de los discos, en unidades de masa de Ceres (M C = 0,013 M L ), se encuentra en un rango entre 6,29 10 7 M C < M polvo < 6,29 10 5 M C. Esto implica una M polvo media 3,18 10 5 M C. El tamaño de los granos de polvo, varía entre 0,1 µm < D < 50 µm. En el caso particular de WD 1150 153, no se logró realizar un ajuste aceptable de la SED utilizando este modelo, por lo que se decidió ajustar una planckeana, cuyas características están dadas en la Tabla 4.4. Analizando estas características, se ve que podría tratarse de un sistema binario formado por una Enana Blanca y una Enana Marrón, ya que, tanto la temperatura como la luminosidad de este objeto son características de las Enanas Marrones. Esto podría comprobarse mediante imágenes coronográficas de alta resolución o con velocidades radiales. Otra posibilidad, es que esta estrella posea un disco ópticamente grueso y, por lo tanto, el modelo utilizado no logra realizar un buen ajuste de la SED. Posteriormente, se calculó la zona de habitabilidad utilizando el modelo de temperatura constante, para las Enanas Blancas que forman la muestra (con excepción de WD 1150-153). Los resultados, se listan en la Tabla 4.5. Allí se puede ver que: los valores de límite interno d int se encuentran comprendidos entre: 1,29 R < d int < 22,29 R. los valores de límite externo d ext se encuentran comprendidos entre: 2,36 R < d ext < 40,87 R.

4.6 Síntesis y Resultados 85 Al comparar la ubicación de esta región y los discos presentes en estas Enanas Blancas, se determinó que hay casos en los que existe una superposición (Figura 4.11) y casos en los que no (Figura 4.12). En estos últimos, se puede notar que dicha región no se encuentra muy alejada de estos discos de polvo. Por último, se analizaron las dimensiones y masas obtenidas para estos discos de Enanas Blancas, con las características de los discos presentes en estrellas de Secuencia Principal. Al comparar en forma directa el valor medio de radio externo, se puede notar que los discos presentes en estrellas de Secuencia Principal son aproximadamente 1500 veces mas grandes que los discos de Enanas Blancas. Cuando se comparó la relación entre el radio del disco y el radio de la estrella, se obtuvieron valores con un orden de magnitud de diferencia. Esto indica que los discos en Enanas Blancas son considerablemente menores que los discos de estrellas de Secuencia Principal. Con los valores medios de radio externo y distancia, se calculó el tamaño angular medio (δ) de estos discos presentes en Enanas Blancas, siendo el valor obtenido δ = 0,18. Los grandes telescopios, con óptica adaptativa, pueden alcanzar altísimas resoluciones, sin embargo tienen un límite de sensibilidad relativamente bajo, por lo que técnicamente es muy difícil obtener imágenes directas de estos discos. Esto implica que, por el momento, sólo se puede caracterizar a los mismos a partir del modelado de las SEDs. Al comparar en forma directa el valor medio de la masa de discos presentes en Enanas Blancas y en estrellas de Secuencia Principal, se ve que estos últimos son aproximadamente cien mil veces más masivos que los discos de Enanas Blancas. Finalmente, al comparar la relación entre la masa del disco y la masa de la estrella, se ve que, al igual que la comparación entre radios, se obtienen valores que no son comparables entre si.

86 Capítulo 4 Figura 4.5: SEDs obtenidas para una composición química de 100 % silicatos astronómicos. La línea de trazos (color rojo) representa la planckeana que ajusta a la estrella, la línea continua (color turquesa) el conjunto estrella + disco que proporciona el modelo y los puntos negros corresponden a los flujos observados con sus respectivas bandas de errores.

4.6 Síntesis y Resultados 87 Figura 4.5: Continuación. SEDs obtenidas para una composición química de 100 % silicatos astronómicos.

88 Capítulo 4 Figura 4.5: Continuación. SEDs obtenidas para una composición química de 100 % silicatos astronómicos.

4.6 Síntesis y Resultados 89 Figura 4.5: Continuación. SEDs obtenidas para una composición química de 100 % silicatos astronómicos.

90 Capítulo 4 Figura 4.6: Emisión de silicatos alrededor de 10 µm encontrado por Jura et al. (2009) alrededor de 6 Enanas Blancas que presentan excesos infrarrojos en sus SEDs.

4.6 Síntesis y Resultados 91 Figura 4.7: SEDs obtenidas para una composición química de 50 % silicatos astronómicos + 50 % Mg(0.8)Fe(1.2)SiO(4). Al igual que en la Figura 4.5, la línea de trazos (color rojo) representa la planckeana que ajusta a la estrella, la línea continua (color turquesa) el conjunto estrella + disco que proporciona el modelo y los puntos negros corresponden a los flujos observados, con sus respectivas bandas de errores.

92 Capítulo 4 Figura 4.8: SED obtenida para una composición química de 80 % silicatos astronómicos + 20 % Mg(0.8)Fe(1.2)SiO(4). Al igual que en la Figura 4.5, la línea de trazos (color rojo) representa la planckeana que ajusta a la estrella, la línea continua (color turquesa) el conjunto estrella + disco que proporciona el modelo y los puntos negros corresponden a los flujos observados, con sus respectivas bandas de errores. Figura 4.9: Mejor ajuste de la SED de WD 1150 153 obtenido con el modelo de Wolf & Hillenbrand (2003), el cual no resulto aceptable. Al igual que en la Figura 4.5, la línea de trazos (color rojo) representa la planckeana que ajusta a la estrella, en linea continua (color turquesa) el conjunto estrella + disco que proporciona el modelo y los puntos negros corresponden a los flujos observados, con sus respectivas bandas de errores.

4.6 Síntesis y Resultados 93 Figura 4.10: Planckeana ajustada para caracterizar los excesos observados en WD 1150 153. En línea de trazos (color rojo) se tiene la planckeana que ajusta a la estrella, en línea continua (color turquesa) la planckeana ajustada a los excesos y los puntos negros corresponden a los flujos observados.

94 Capítulo 4 Figura 4.11: Distancia Orbital vs. Temperatura. En esta Figura, se presentan los casos en los que hay superposición entre la zona de habitabilidad y los anillos presentes en estas Enanas Blancas. Los rombos rojos representan los radios internos y externos del disco, mientras que los rombos azules, los límites internos y externos de la zona de habitabilidad. Las estrellas incluidas en esta Figura son: 1)WD 1457 086, 2)WD 1015+161, 3)WD 0435+410, 4)WD 0300 013, 5)WD 1448+411, 6)WD 1046 017, 7)WD J1617+1620, 8)WD J0738+1835, 9)WD 1116+026, 10)WD 0836+404, 11)WD 1729+371, 12)WD 2115 560, 13)WD 1124 293, 14)WD 1456+298 y 15)SDSS J0004 0340.

4.6 Síntesis y Resultados 95 Figura 4.12: Distancia Orbital vs. Temperatura. En esta Figura, se presentan los casos en los que no hay superposición entre la zona de habitabilidad y los anillos presentes en estas Enanas Blancas. Al igual que en la Figura 4.11 los rombos rojos representan los radios internos y externos del disco, mientras que los rombos azules, los límites internos y externos de la zona de habitabilidad. Las estrellas incluidas en esta Figura son: 1)WD 0420+520, 2)WD 1226+110, 3)WD 1929+012, 4)WD 0420 731, 5)WD 0842+231, 6)WD 1349 230, 7)WD 1041+091, 8)WD 0249 052, 9)WD 2329+407, 10)WD 0408 041, 11)WD 2326+049, 12)WD 1541+650 y 13)WD 0146+187.

96 Capítulo 4 Figura 4.13: En el panel superior, se muestra una representación artística del sistema planetario y el disco debris alrededor de HD 69830, mientras que en el panel inferior se ve que este disco tiene una composición similar a la del cometa Hale-Bopp. Imágenes extraídas respectivamente de las paginas web: http://www.eso.org/public/images/eso0618e/ y http://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/details.php?id=pia07852.