Presentado ante la Facultad de Matem´atica, Astronom´ıa y F´ısica como parte de los requerimientos para obtener el t´ıtulo de Licenciada en Astronom´ıa de la Universidad Nacional de C´ordoba

Etapas Finales de los Sistemas Planetarios Extra-Solares

Leila Yamila Saker Directoras: Dra. Mercedes G´omez Dra. Carolina Chavero

Diciembre, 2013 c Famaf - UNC

Clasificaci´on: 97.20.Rp Faint blue stars (including blue stragglers), white dwarfs, degenerate stars, nuclei of planetary nebulae (for planetary nebulae, see 98.38.Ly or 98.58.Li) 97.60.-s Late stages of stellar evolution (including black holes) 97.82.Fs Substellar companions; planets 97.82.Jw Infrared excess; debris disks; protoplanetary disks; exo-zodiacal dust

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

Resumen Existen algunas evidencias observacionales (l´ıneas de metales en sus atm´osferas y exceso infrarrojo asociado a un disco de polvo) que sugieren la existencia de sistemas planetarios en Enanas Blancas. El estudio de estas evidencias podr´ıa proporcionar indicios sobre las etapas finales de los sistemas planetarios y en particular, de nuestro propio Sistema Solar. En este Trabajo Final de Licenciatura, se realiz´o el modelado de las distribuciones espectrales de energ´ıa de un grupo de estas estrellas, con el prop´osito de caracterizar estos discos. Posteriormente, se compar´o la ubicaci´on de los discos con la zona de habitabilidad de cada Enana Blanca y se determin´o que hay casos en los que existe una superposici´on. Adem´as, se obtuvo que los discos en Enanas Blancas son de menores dimensiones y menos masivos que los discos de estrellas de Secuencia Principal. Por u´ ltimo, se realiz´o 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 vi´o que las Enanas Blancas con discos tienden a tener mayores ´ındices de color.

Agradecimientos A mi familia, por acompa˜narme a lo largo de toda la carrera... A mis directoras, Mercedes y Carolina, por el gran apoyo recibido para realizar este trabajo... A mis amigos, ya sea de la carrera o de la vida, por todos los momentos compartidos...

´ Indice general Resumen

i

Agradecimientos

ii

Introducci´on

2

1. Evoluci´on Estelar 1.1. Introducci´on . . . . . . . . . . . . . 1.2. Pre-Secuencia Principal . . . . . . . 1.3. Secuencia Principal . . . . . . . . . 1.3.1. Discos Circunestelares . . . 1.4. Post-Secuencia Principal . . . . . . 1.4.1. Gigante o Supergigante Roja 1.4.2. Etapas Finales . . . . . . . 1.5. Diagrama H-R . . . . . . . . . . . . 1.5.1. C´umulos Estelares . . . . . 2. Enanas Blancas 2.1. Introducci´on . . . . . . 2.2. Caracter´ısticas . . . . . 2.3. Estructura Interna . . . 2.4. Atm´osfera . . . . . . . 2.5. Clasificaci´on Espectral 2.6. Zona de Habitabilidad .

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3. Planetas y Discos en Estrellas Evolucionadas 3.1. Introducci´on . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.2. Planetas en Gigantes Rojas . . . . . . . . . . 3.3. Planetas y Discos en P´ulsares . . . . . . . . . 3.4. Compa˜neros Sub-Estelares en Enanas Blancas 3.4.1. Binarias Catacl´ısmicas . . . . . . . . iii

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4 4 4 6 10 15 15 16 22 23

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28 28 28 32 33 33 38

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44 44 44 47 52 52

3.4.2. PSR B1620−26 . . . . . . . . . . . . . . . . 3.4.3. Sistemas Enana Blanca+Enana Marr´on . . . 3.4.4. ¿Planetas en Enanas Blancas? . . . . . . . . 3.4.5. Relevamiento Super WASP . . . . . . . . . . 3.5. Evidencias Indirectas de Planetas en Enanas Blancas 3.5.1. Discos de Polvo . . . . . . . . . . . . . . . . 3.5.2. Discos de Gas . . . . . . . . . . . . . . . . .

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4. Modelado de las Distribuciones Espectrales de Energ´ıa de Enanas Blancas con Discos Debris 4.1. Introducci´on . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.2. Muestra Analizada . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.3. Modelado de las SEDs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.3.1. Modelo Utilizado . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.3.2. Procedimiento de Modelado . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.3.3. Resultados Obtenidos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.4. Ubicaci´on de Discos vs. Zona de Habitabilidad . . . . . . . . . . . . 4.4.1. Modelo Utilizado . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.4.2. Resultados Obtenidos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.5. Comparaci´on de Par´ametros de Discos en Enanas Blancas y en Estrellas de Secuencia Principal . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.5.1. Radio Externo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.5.2. Masa de los Discos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.6. S´ıntesis y Resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

53 55 56 58 60 60 65

67 67 67 70 70 73 74 76 77 79 81 81 83 84

5. Enanas Blancas con y sin Discos debris 5.1. Introducci´on . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.2. Muestra Analizada . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.3. Comparaci´on de Caracter´ısticas de Enanas Blancas con y sin Discos . 5.3.1. Distribuci´on de Distancias, Magnitudes, ´Indices de Color y Metalicidad . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.3.2. An´alisis Diagramas Color-Color . . . . . . . . . . . . . . . . 5.3.3. Otros An´alisis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.4. Comparaci´on entre Enanas Blancas y Estrellas de Secuencia Principal con Discos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.4.1. Distribuci´on de ´Indices de Color H−K y W1−W2 . . . . . . . 5.4.2. An´alisis Diagramas Color-Color . . . . . . . . . . . . . . . . 5.5. S´ıntesis y Resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

108 110 110 112

Conclusiones

124

98 98 98 99 100 104 104

Perspectivas Futuras

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Referencias

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Introducci´on De los m´as de 950 sistemas planetarios conocidos al presente, aproximadamente, 70 est´an asociados con estrellas que est´an transitando las etapas finales de su evoluci´on. Si bien se han detectado planetas en Estrellas Gigantes, en Variables Catacl´ısmicas (estrellas binarias constituidas por una Enana Blanca y una Enana Roja) y en P´ulsares, al presente no hay a´un ning´un 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 l´ıneas de metales que contaminan las atm´osferas de algunas Enanas Blancas, como as´ı tambi´en la presencia de discos de polvo alrededor de ellas podr´ıan ser el resultado de la destrucci´on tidal de asteroides, cometas y cuerpos rocosos menores como planetesimales o planetas. El estudio de estas evidencias podr´ıa, eventualmente, proporcionar indicios sobre las etapas finales de los sistemas planetarios extrasolares y en particular, de nuestro propio Sistema Solar. En este Trabajo Especial de Licenciatura, se propone caracterizar en forma sistem´atica los excesos infrarrojos detectados en Enanas Blancas. Para ello, se realiz´o una intensa b´usqueda en la literatura y en cat´alogos, 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 realiz´o el modelado de sus distribuciones espectrales de energ´ıa, mediante el c´odigo de Wolf & Hillenbrand (2003). Posteriormente, se compar´o la ubicaci´on de los discos con la zona de habitabilidad de cada Enana Blanca y se compararon las dimensiones y masas de estos discos con las caracter´ısticas de discos de tipo debris presentes en estrellas de Secuencia Principal. Por u´ ltimo, se realiz´o un estudio estad´ıstico y comparativo de las propiedades de Enanas Blancas con y sin excesos infrarrojos, que muestran l´ıneas de metales en sus atm´osferas, con el fin de investigar posibles diferencias entre ambas muestras. En el Cap´ıtulo 1, se analizan las distintas etapas que atraviesan las estrellas y el tiempo que les lleva completar su ciclo, desde su formaci´on hasta su muerte, dependiendo de la masa inicial que poseen. En el Cap´ıtulo 2, se detallan las caracter´ısticas de las Enanas Blancas; adem´as se define la zona de habitabilidad y se ve como var´ıa dicha regi´on con la edad para estas estrellas. En el Cap´ıtulo 3, se muestran los resul2

Introducci´on

3

tados encontrados en la literatura referidos a la b´usqueda y detecci´on de planetas y discos en estrellas evolucionadas, haciendo hincapi´e en los indicios indirectos de la presencia de sistemas planetarios en Enanas Blancas. En el Cap´ıtulo 4, se presentan el modelado de las distribuciones espectrales de energ´ıa de las Enanas Blancas que presentan discos (o m´as precisamente excesos en sus distribuciones espectrales de energ´ıa), la comparaci´on tanto con la zona de habitabilidad como con discos en estrellas de Secuencia Principal y los resultados obtenidos. En el Cap´ıtulo 5, se muestra un 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 u´ ltimo, se presentan los resultados obtenidos.

Cap´ıtulo 1 Evoluci´on Estelar 1.1.

Introducci´on

Se denomina evoluci´on 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 formaci´on hasta su muerte, dependen de las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares, de su composici´on qu´ımica y fundamentalmente de su masa inicial. Estrellas de baja masa, como el Sol, van a terminar como una Enana Blanca en un lapso de 109 a˜nos, mientras que estrellas m´as masivas van a finalizar su evoluci´on como Estrellas de Neutrones o Agujeros Negros, en un lapso de 5×106 a˜nos (Figura 1.1). As´ı, la evoluci´on 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 contracci´on a trav´es de la presi´on t´ermica resultante de las reacciones nucleares. La etapa en la cual ambas tienden a equilibrarse se denomina Secuencia Principal, y es la fase evolutiva m´as estable que tienen estos objetos. Teniendo esto en cuenta, podemos separar a la evoluci´on estelar en tres etapas: Pre-Secuencia Principal (Secci´on 1.2), Secuencia Principal (Secci´on 1.3) y Post-Secuencia Principal (Secci´on 1.4). Analizando el diagrama de Hertzsprung-Russell, se puede estudiar la evoluci´on estelar (Secci´on 1.5).

1.2.

Pre-Secuencia Principal

El modelo est´andar de formaci´on de una estrella individual de baja masa, establece que las estrellas se forman a partir del colapso gravitatorio de n´ucleos densos en nubes moleculares, formadas principalmente por gas en estado molecular (predominantemente hidr´ogeno) y polvo. El material con momento angular bajo se acumula en el

1.2 Pre-Secuencia Principal

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

centro, mientras que aquel con momento angular alto forma el disco circunestelar. La temperatura en el interior de la estrella en formaci´on, llamada protoestrella, aumenta debido al colapso gravitatorio, hasta que es lo suficientemente elevada como para que comiencen algunas reacciones termonucleares. Estas reacciones generan energ´ıa nuclear y la protoestrella comienza a irradiar; la presi´on y la temperatura en el interior estelar se estabilizan y cesa la contracci´on gravitacional. Cuando esto ocurre, la estrella alcanza el equilibrio hidr´ostatico 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 rotaci´on. Estos vientos, llamados flujos moleculares bipolares, limpian el material de la zona circundante al eje de rotaci´on. En esta fase inicial de formaci´on (llamada etapa del colapso gravitatorio) la protoestrella est´a altamente embebida en su nube molecular, y por lo tanto no es posible observarla en el rango o´ ptico del espectro. Los objetos de Clase II, tambi´en denominados estrellas T Tauri Cl´asicas o CTTS (Clasical T Tauri Star) poseen discos de acreci´on mediante los cuales la fuente central sigue ganando masa. En esta etapa, la envolvente ha sido pr´acticamente agotada y los flujos bipolares o bien han disminuido considerablemente o se han extinguido. La edad promedio de este tipo de estrellas es de 106 a˜nos. Finalmente, los objetos de Clase III, denominados estrellas T Tauri de emisi´on d´ebil o WTTS (Weak T Tauri Star), no poseen flujos bipolares y

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Cap´ıtulo 1

tienen discos remanentes (de baja masa) o pr´acticamente inexistentes. Se ha detectado en los espectros la presencia de polvo procesado como silicatos cristalinos, los cuales hacen referencia a un tama˜no de polvo de mayor tama˜no y m´as estructurado que el del polvo presente en la nube primigenia que comenz´o 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 caracter´ıstica distintiva de las distribuciones espectrales de energ´ıa (SEDs, siglas en ingl´es de Spectral Energy Distributions), de estrellas en formaci´on, es la presencia de excesos en emisi´on 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 hidr´ogeno 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, m´as corta ser´a su permanencia en Secuencia Principal. Suponiendo que la luminosidad L es constante en esta etapa, entonces:

ET otal = L × ∆t.

(1.1)

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

ET otal = f × M × c2 ,

(1.2)

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

∆t =

f × M × c2 . L

(1.3)

Combinando esta ecuaci´on con la relaci´on Masa-Luminosidad L ∝ 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 energ´ıa esquem´aticas para objetos de Clase 0, Clase I (paneles superiores izquierdo y derecho, respectivamente), Clase II y Clase III (paneles inferiores izquierdo y derecho, respectivamente). Im´agenes extraidas y adaptadas de las p´aginas: http://www.iar.unlp.edu.ar/divulgacion/art-difu-17.htm y http://www.phys.unsw.edu.au/jacara/pilotscience.php.

La ecuaci´on 1.4 demuestra que, efectivamente, cuanto mayor es la masa, m´as corta

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Cap´ıtulo 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 composici´on qu´ımica semejante a la solar, en el rango de masas de 60 a 0,21 M . Aqu´ı se ve que una estrella muy masiva, por ejemplo de 60 M , pasa 0,4 millones de a˜nos en Secuencia Principal, mientras que una estrella de baja masa, por ejemplo de 0,2 M , pasa 490 mil millones de a˜nos. Es decir, estrellas de masa muy peque˜na tienen un tiempo de permanencia mayor a la edad estimada del universo (∼14 mil millones de a˜nos). Tabla 1.1: Tiempo de vida o de permanencia en Secuencia Principal1

Tipo Espectral

Masa Estelar [M ]

Tiempo de vida en Secuencia Principal (106 a˜nos)

O5 B0 B5 A0 A5 F0 F5 G0 G5 K0 K5 M0 M5

60.00 17.50 5.90 2.90 2.00 1.50 1.40 1.05 0.92 0.79 0.67 0.51 0.21

0.4 8 100 700 1800 3600 4300 8900 12000 18000 27000 54000 490000

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

Como ya se mencion´o, una vez que la estrella llega a Secuencia Principal va a pasar la mayor parte de su tiempo transformando hidr´ogeno en helio. Dicha transformaci´on puede efectuarse, dependiendo de la masa de la estrella, a trav´es de la cadena Prot´onProt´on o el ciclo CNO. Cadena Prot´on-Prot´on En este mecanismo de fusi´on, cuatro n´ucleos de hidr´ogeno (es decir, cuatro protones) reaccionan y forman un n´ucleo simple de helio. En primer lugar, dos protones

1.3 Secuencia Principal

9

(que denotamos H11 ) se fusionan, produciendo un n´ucleo de deuterio H12 (un prot´on y un neutr´on), un neutrino ν (part´ıcula sin carga, con masa muy peque˜na) y un positr´on β (part´ıcula positiva, de igual masa que el electr´on):

H11 + H11 −→ H12 + β+ + υ A continuaci´on, ese n´ucleo de deuterio puede fusionarse con otro prot´on, originando un nuevo n´ucleo formado por dos protones y un neutr´on, es decir un is´otopo de helio (He32 ), m´as radiaci´on γ: H12 + H11 −→ He32 + γ El paso final puede seguir varios caminos, pero el m´as com´un es que se unan dos de esos is´otopos de helio He32 para dar un n´ucleo ordinario de helio con dos protones y dos neutrones (He42 ) y dos protones libres de nuevo: H23 + H23 −→ He42 + H11 + H11 En el panel izquierdo de la Figura 1.3 se puede ver esquematizado este proceso. La cadena Prot´on-Prot´on es m´as eficiente para estrellas con temperaturas menores a los 1,6 × 107 K. Ciclo CNO El resultado neto de este ciclo es similar al de la cadena Prot´on-Prot´on, es decir, cuatro protones se transforman en un n´ucleo de helio ordinario, liber´andose energ´ıa en el proceso. En este caso, el carbono, el nitr´ogeno y el ox´ıgeno sirven de catalizadores de la reacci´on. En la primera reacci´on, un n´ucleo de carbono ordinario C612 , con 6 protones y 6 neutrones, se combina con un prot´on formando un n´ucleo de un is´otopo del nitr´ogeno (N713 ) y liber´andose radiaci´on γ: C612 + H11 −→ N713 + γ Este n´ucleo es inestable, por lo que decae espont´aneamente en un n´ucleo de un is´otopo de carbono (C613 ), y se liberan un positr´on y un neutrino: N713 −→ C613 + β+ + υ

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Cap´ıtulo 1

En la tercera reacci´on, el is´otopo de carbono C613 se combina con otro prot´on, formando un n´ucleo de nitr´ogeno ordinario y se libera radiaci´on γ: C613 + H11 −→ N714 + γ Luego, el n´ucleo de nitr´ogeno N714 se combina con un tercer prot´on, dando lugar a un andose nuevamente radiaci´on γ: n´ucleo de un is´otopo del ox´ıgeno (O15 8 ) y liber´ N714 + H11 −→ O15 8 +γ aneamente en otro is´otopo del nitr´ogeno (N715 ), El is´otopo de ox´ıgeno O15 8 decae espont´ en un positr´on y en un neutrino: 15 O15 8 −→ N7 + β+ + υ

Finalmente, este is´otopo de nitr´ogeno N715 se combina con otro prot´on para formar un nuevo n´ucleo de carbono ordinario (C612 ) y un n´ucleo de helio ordinario. N715 + H11 −→ C612 + He42 En el panel derecho de la Figura 1.3 se muestra esquematizado este ciclo. Este mecanismo de fusi´on predomina en estrellas con temperaturas centrales mayores a los 1,6 × 107 K. En cualquiera de estos casos, solo el 0,7 % del hidr´ogeno quemado se convierte en energ´ıa nuclear por lo cual la estrella pr´acticamente no altera su masa durante mucho tiempo. Sin embargo en su regi´on central, la composici´on qu´ımica comienza gradualmente a modificarse a medida que el helio se va acumulando en el centro de la estrella. Este cambio de composici´on, origina peque˜nos cambios en la luminosidad y el radio de la estrella.

1.3.1.

Discos Circunestelares

Los discos tienen importancia no solo en la formaci´on de la propia estrella, sino tambi´en porque es en ellos que se formar´an los planetas y dem´as cuerpos menores. La evidencia observacional muestra que los discos asociados a estrellas j´ovenes (T Tauri Cl´asicas) est´an compuestos principalmente de gas (99 % de su masa) y un porcentaje de ∼1 % lo constituyen part´ıculas de polvo con tama˜nos del orden de 1 micr´on (Mgas /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 car´acteristicas diferentes.

1.3 Secuencia Principal

11

Figura 1.3: En los paneles izquierdo y derecho se muestra una representaci´on esquem´atica de los mecanismos de fusi´on denominados Cadena Prot´on-Prot´on y Ciclo CNO, respectivamente. En ambos casos, el resultado neto es el mismo: cuatro protones reaccionan y forman un n´ucleo simple de helio. Estas imagenes fueron extraidas de las p´aginas 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 d´ecada de 1980 el sat´elite infrarrojo IRAS (Infrared Astronomical Satellite) detect´o un conjunto de estrellas brillantes de Secuencia Principal (de tipos espectrales A-F) con edades del orden de 108 -109 a˜nos, que mostraban una emisi´on en el infrarrojo por encima de lo que se esperar´ıa para la fot´osfera de una estrella normal. A este grupo de estrellas se lo denomin´o “Estrellas de Tipo Vega”. Esto se debi´o a que la estrella Vega fue una de las primeras en las que se detect´o esta caracter´ıstica (Aumann et al. 1984). Este hallazgo sorprendi´o, ya que en esa e´ poca los excesos en emisi´on en el infrarrojo se los asociaba usualmente con estrellas en formaci´on. La evidencia observacional sugiere que, de manera an´aloga al Sistema Solar, los discos de las estrellas de tipo Vega deben haber agotado gran parte de su material original y eliminado cualquier vestigio del material de la nube primigenia (Backman & Paresce 1993; Lagrange et al. 2000; Zuckerman 2001). Estos discos estar´ıan formados por polvo de segunda generaci´on, producto de colisiones entre cuerpos menores tipo planetoides-asteroides y/o por la destrucci´on de cometas. Estas part´ıculas de pol-

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Cap´ıtulo 1

vo ser´ıan las responsables de reprocesar la radiaci´on de la estrella central produciendo los excesos en emisi´on 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 denomin´o discos debris o de escombros. Con la llegada del sat´elite Spitzer la sensibilidad instrumental fue suficiente para incrementar el n´umero 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 107 -108 a˜nos (Bryden et al. 2006). Para cuando alcanzan una edad del orden de 109 a˜nos los discos parecen consistir solo en un anillo en la parte m´as 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 est´a compuesto de silicatos con distintos tama˜nos. Una de las caracter´ısticas distintivas de estos discos es que se encuentran relativamente limpios de gas; el cociente de la masa de gas (Mgas ) y la masa de polvo (M polvo ) es Mgas /M polvo ∼ 0,1 (Wolf & Hillenbrand 2003). Tiempo despu´es de la detecci´on de los primeros discos debris, se comenzaron a tomar im´agenes de algunos de ellos. Estas im´agenes han revelado la presencia de distintos tipos de estructuras en los discos debris. El caso de la estrella Fomalhaut es muy interesante debido a las caracter´ısticas que presenta. Esta es una estrella de Secuencia Principal, de tipo espectral A4 V, que se encuentra a una distancia de ∼7,7 pc. En la Figura 1.4 se muestra una imagen del disco de Fomahault adquirida por Kalas et al. (2005). Se puede identificar claramente la estructura con forma de anillo del disco alrededor de la estrella (en la parte central), oculta por una m´ascara coronogr´afica. Los autores estiman que el radio interno del anillo es de 133 UA, y tiene un ancho de 25 UA. Esta imagen tambi´en presenta un esquema donde se indica la posici´on del centro del anillo junto con la posici´on de la estrella. Al contrario de lo que podr´ıa esperarse, la posici´on del anillo esta desplazada a ∼15,3 UA respecto de la posici´on de la estrella. Posteriormente, Kalas et al. (2008) reportaron la detecci´on de un planeta asociado a la estrella. La fuente se ubica a ∼115 UA de la estrella, por dentro del anillo de Fomalhaut. Los autores estimaron un l´ımite superior para la masa de este objeto de 3 M JUP y una excentricidad para su o´ rbita de e = 0,11. Evoluci´on de los Discos Al considerar toda la evidencia, surge la noci´on de que debe haber una evoluci´on de los discos, durante la cual el gas se va disipando y las part´ıculas de polvo deben crecer en tama˜no para dar lugar a la formaci´on de cuerpos m´as grandes, como planetas. Actualmente existe cierto consenso de c´omo debe producirse la evoluci´on de

1.3 Secuencia Principal

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

los discos circunestelares. A medida que estos evolucionan comienzan a “limpiarse” de material desde la parte m´as cercana a la estrella, hacia la parte m´as externa. Esta hip´otesis viene respaldada por la noci´on de que las mayores temperaturas, presiones e influencia de la estrella en la regi´on interna, aceleran el proceso de limpieza y el procesamiento de las part´ıculas. Esta idea, tambi´en es avalada por el hecho de que los espectros en el infrarrojo cercano y medio muestran evidencias de que estos tienen estructuras m´as organizadas o cristalinas a medida que se observan estrellas de mayor edad (Furlan et al. 2009; Kim et al. 2009; Sargent et al. 2009). Adem´as, 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

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Cap´ıtulo 1

para los discos. El panel superior representa una estrella joven de tipo T Tauri (106 a˜nos), con un disco de gran masa, rico en gas y polvo. El panel intermedio muestra una estrella (con una edad del orden de 100 ×106 a˜nos) que presenta un disco m´as 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 formaci´on de uno o m´as planetas. Por u´ ltimo, en el panel inferior, vemos un sistema similar al Sistema Solar (edad del orden de 1000×106 a˜nos) con un anillo de objetos en la parte m´as externa y planetas orbitando en la parte interna.

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

1.4 Post-Secuencia Principal

1.4.

Post-Secuencia Principal

1.4.1.

Gigante o Supergigante Roja

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Cuando la estrella ha consumido el 10 % de su masa de hidr´ogeno (l´ımite de Chandrasekhar-Shoemberg), se produce una crisis provocada por la acumulaci´on de helio en el n´ucleo. La combusti´on del hidr´ogeno contin´ua en una a´ rea brillante que rodea al n´ucleo y las cenizas de helio se contraen por su propio peso. Debido a esta contracci´on, aumenta la temperatura nuclear, aceler´andose la fusi´on alrededor del centro estelar. Las regiones exteriores hierven y se expanden. La estrella crece en tama˜no y aumenta su brillo pero la temperatura de las capas externas, cada vez m´as alejadas del n´ucleo, disminuye. La estrella se enfr´ıa, enrojece y envejece. Esta fase recibe el nombre de Gigante o Supergigante Roja, dependiendo de la masa de la estrella. En el panel izquierdo de la Figura 1.6 se muestra una representaci´on de estos cambios, para el caso de una estrella de baja masa. Cuando la estrella ha consumido aproximadamente el 40 % de su masa de hidr´ogeno, se produce una nueva crisis. El n´ucleo de helio se contrae de tal manera que produce un aumento de la presi´on y de la temperatura en esa regi´on. Cuando la temperatura alcanza el orden de 108 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 part´ıculas α (n´ucleos de helio), formando un n´ucleo de berilio ordinario (Be84 ) y liberando radiaci´on γ: He42 + He42 −→ Be84 + γ Luego, el n´ucleo de berilio Be84 se combina con otra part´ıcula alfa, formando un n´ucleo de carbono ordinario (C612 ) y liberando nuevamente radiaci´on γ: Be84 + He42 −→ C612 + γ A medida que la temperatura nuclear crece, se producen distintos elementos qu´ımicos. El proceso triple α puede continuar mediante la fusi´on del n´ucleo de carbono con otra part´ıcula α. Como resultado de esta nueva reacci´on, se obtiene un n´ucleo de ox´ıgeno ordinario (O16 ucleo de 8 ). Si este se fusiona con otra part´ıcula α, se obtiene un n´ 20 ne´on ordinario (Ne10 ). De esta manera, se van a ir formando elementos cada vez m´as pesados en el interior estelar. Estrellas de baja masa alcanzan la temperatura necesaria para producir elementos pesados hasta el carbono, mientras que estrellas m´as masivas contin´uan produciendo elementos m´as pesados hasta el hierro, hasta que la estrella acaba con una estructura interna similar a la de una cebolla, con diversas capas, cada

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Cap´ıtulo 1

Figura 1.6: El panel izquierdo muestra una representaci´on esquem´atica de la etapa Gigante Roja, para una estrella de baja masa. A la derecha, se ve el mecanismo de fusi´on triple α. Estas im´agenes fueron extra´ıdas de las p´aginas 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 composici´on distinta (paneles izquierdo y derecho de la Figura 1.7 respectivamente).

1.4.2.

Etapas Finales

Cuando el n´ucleo estelar agota las fuentes de energ´ıa nuclear, comienza a contraerse (ya que no hay ninguna reacci´on 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 cu´anta 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 l´ımite, m´as all´a del cual la presi´on del gas electr´onico degenerado no es capaz de contrarrestar la fuerza de gravedad en un remanente estelar, se lo conoce como l´ımite de Chandrasekhar. Estrellas con masas superiores a este valor l´ımite, van a colapsar y terminar sus vidas como Estrellas de Neutrones o Agujeros Negros. Nebulosas Planetarias + Enanas Blancas En el caso de estrellas de masa semejante al Sol, el n´ucleo (formado principalmente por carbono) se contraer´a fuertemente y aumentar´a la temperatura central. Dicho aumento acelera el proceso de quemaz´on de la capa de helio que rodea este n´ucleo. Al mismo tiempo, la envolvente exterior de la estrella se expande y se enfr´ıa. Esta expansi´on puede llegar a ser tan grande, que la envolvente se puede separar del n´ucleo,

1.4 Post-Secuencia Principal

17

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

form´andose la Nebulosa Planetaria. El n´ucleo sin su envolvente, se denomina Enana Blanca. En el cap´ıtulo 2, se ven las caracter´ısticas de estas estrellas. En la Figura 1.8 se muestra una secuencia de im´agenes en las cuales, a medida que transcurre el tiempo, se ve el desprendimiento gradual de las capas externas, form´andose 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 quemaz´on del helio que rodea el n´ucleo puede no ser apreciable. En estos casos, la contracci´on gravitacional contin´ua, pudiendo terminar como Enanas Blancas, sin eyectar sus envolventes. Estrellas m´as masivas, con masas iniciales mayores a 8M , podr´ıan tambi´en terminar como Enanas Blancas por alg´un proceso de eyecci´on de masa o por intercambio de masa entre miembros de un sistema binario. Explosi´on de Supernova Como ya se mencion´o, si la estrella llega a la fase en la que se agota su energ´ıa nuclear con una masa mayor que 1.4 M , la presi´on de los electrones no alcanza a sostener la estructura estelar y se produce una especie de colapso, que libera una enorme cantidad de energ´ıa. Como consecuencia de este colapso del n´ucleo, las porciones m´as externas de la estrella son puestas en contacto con las altas temperaturas del mismo. Debido a esto, durante los u´ ltimos instantes del colapso, se van a producir muchos elementos pesados. La envoltura se contrae, choca con el n´ucleo y rebota, generando una onda de choque y las capas exteriores se expanden. El fen´omeno con-

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Cap´ıtulo 1

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

junto de la explosi´on y la eyecci´on de material estelar se denomina Supernova. En la Figura 1.9, se muestra el remanente de SN 1604, tambi´en conocida como Supernova de Kepler. Una supernova puede llegar a ser 20-25 magnitudes m´as brillante que el Sol. Durante esta etapa, la radiaci´on emitida es tan grande que la estrella puede rivalizar en brillo con la galaxia a la que pertenece. Posteriormente, su brillo decrece de forma m´as o menos suave hasta desaparecer completamente. Las supernovas eyectan una fracci´on sustancial de la masa original de la estrella, por lo tanto la explosi´on enriquece el medio interestelar con elementos pesados. En la actualidad se acepta que estos fen´omenos constituyen uno de los principales productores de elementos m´as pesados que el hierro. Cuando el frente de onda de la explosi´on alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formaci´on de nuevas estrellas. Estos evento tambi´en se pueden producir cuando una Enana Blanca, miembro de un sistema binario, recibe suficiente masa de su compa˜nera como para superar el l´ımite de Chandrasekhar. En ese caso, la presi´on de su n´ucleo ser´a tan grande que se fusionar´a y se producir´a una gran explosi´on termonuclear (supernova). Tras la explosi´on de Supernova, el n´ucleo interior contin´ua colapsando. Este remanente estelar contiene s´olo una peque˜na fracci´on 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

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

Estrellas de Neutrones + Pulsares Debido a la elevada masa que se contrae, la violencia del colapso es tan grande ´ que, en consecuencia, se forma como remanente una Estrella de Neutrones. Esta es una estrella m´as compacta que una Enana Blanca, con una presi´on y densidad tan grandes que los protones y electrones son obligados a interactuar formando un gas de neutrones; es la presi´on degenerada de este gas de neutrones la que previene el colapso gravitatorio y resulta en la formaci´on de la Estrella de Neutrones. T´ıpicamente, estas estrellas tienen densidades del orden de 1017 g/cm3 . Adem´as, pueden tener una masa inferior a 3M (denominado l´ımite de de Tolman-OppenheimerVolkoff) por lo que sus di´ametros oscilan entre 15 y 20 km. Se estima que sus temperaturas superficiales tendr´ıan que ser del orden de 106 K o mayores, y deber´ıan tener velocidades de rotaci´on elevadas (debido a la conservaci´on del momento angular, la fuerte compresi´on a la que es sometido el n´ucleo de la estrella normal para formar la Estrella de Neutrones, da lugar a un gran incremento en la velocidad de rotaci´on) que van desde algunos segundos hasta pocos milisegundos y campos magn´eticos muy

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Cap´ıtulo 1

intensos, del orden de 1012 Gauss, debido a la conservaci´on del flujo magn´etico. La estructura interna de las Estrellas de Neutrones se divide en una serie de capas caracter´ısticas a medida que la densidad de la materia que las compone aumenta hacia su interior, como se muestra en el panel izquierdo de la Figura 1.10. La zona m´as externa est´a formada por una atm´osfera de unos pocos cent´ımetros de espesor seguida de una envoltura l´ıquida de algunos metros de profundidad. A densidades mayores a 106 g/cm3 , comienza a desarrollarse la corteza, que es una red cristalina s´olida. La corteza s´olida tiene una muy alta conductividad, por lo que es capaz de soportar grandes corrientes el´ectricas que dan origen a los intensos campos magn´eticos. Su espesor es de aproximadamente un kil´ometro, por lo que representa un 10 % de la estrella. Por u´ ltimo, a densidades del orden de 1015 g/cm3 comienza a desarrollarse el n´ucleo de la estrella, con un espesor de una decena de kil´ometros. Poco se sabe acerca de la composici´on y propiedades de la regi´on m´as interna del n´ucleo, 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 representaci´on de un P´ulsar. Im´agenes extra´ıdas, respectivamente, de las p´aginas: http://www.iar.unlp.edu.ar/divulgacion/images/difu22fig03.jpg y http://www.iar.unlp.edu.ar/divulgacion/images/difu22-fig01.jpg.

En 1967 se detectaron se˜nales, que se repet´ıan peri´odicamente en intervalos de varios segundos a mil´esimas de segundos en longitudes de onda de radio, asociadas a una fuente puntual a la que se denomino “P´ulsar”. Del an´alisis de estos pulsos pudo determinarse que se trataba de un objeto en r´apida rotaci´on ya que la radiaci´on observada no pod´ıa ser explicada por oscilaciones ac´usticas. R´apidamente se la asoci´o con una Estrella de Neutrones en r´apida rotaci´on y con un campo magn´etico muy intenso (panel derecho de la Figura 1.10). Estos objetos emiten una corriente de energ´ıa constante, la cual se concentra en una corriente de part´ıculas electromagn´eticas que

1.4 Post-Secuencia Principal

21

los polos magn´eticos de la estrella expulsan a la velocidad de la luz. El eje magn´etico de la Estrella de Neutrones est´a en a´ ngulo con el eje de rotaci´on y a medida que la estrella gira, este rayo de energ´ıa recorre el espacio como el rayo de un faro. S´olo cuando este rayo brilla directamente sobre la Tierra se puede detectar el P´ulsar 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 compa˜neras normales, Enanas Blancas o con otra Estrella de Neutrones. Cuando las Estrellas de Neutrones en sistemas binarios sufren un proceso de acreci´on de materia de sus estrellas compa˜neras, 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 radiaci´on al ser acelerada por su intenso campo gravitatorio y tambi´en debido al fuerte rozamiento o viscosidad de la parte m´as 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, sufrir´a un colapso completo luego del cual tender´a hacia una configuraci´on mucho m´as 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 radiaci´on y de ah´ı el nombre de Agujero Negro. Dado que los Agujeros Negros no son visibles, s´olo pueden ser detectados de manera indirecta. Existen, principalmente, dos formas de detectar estos objetos: la primera es a trav´es de sistemas binarios, cuando el Agujero Negro es una de las componentes del sistema; la otra es a trav´es del fen´omeno 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 an´alisis de movimiento orbital de la compa˜nera visible podr´ıa indicar que el objeto con el cual est´a vinculado esta estrella, tiene las caracter´ısticas 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 l´ımite de Roche, siendo sus capas externas acretadas por el objeto compacto y form´andose un disco de acreci´on alrededor del mismo. La temperatura del material aumenta de tal manera que este disco emite en rayos X (Figura 1.11). S´olo la gravedad de una Estrella de Neutrones o un Agujero Negro es capaz de producir rayos X en un sistema binario pr´oximo. 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.

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Cap´ıtulo 1

Figura 1.11: Representaci´on art´ıstica de un Agujero Negro (o una Estrella de Neutrones) con una estrella compa˜nera. La materia que cae, forma un disco de acreci´on el cual emite en rayos X. Imagen extra´ıda de la p´agina: http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Accretion disk.jpg.

El fen´omeno de lentes gravitacionales se produce cuando la luz procedente de objetos distantes y brillantes se curva alrededor de un objeto masivo, que act´ua como lente, situado entre el objeto emisor y el receptor. Si la lente es de baja masa (objetos de masa estelar) la separaci´on angular entre las im´agenes 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 fen´omeno se denomina de microlentes. De momento, este es el u´ nico m´etodo para detectar Agujeros Negros de masa estelar aislados.

1.5.

Diagrama H-R

El diagrama Hertzsprung-Russell (o Diagrama H-R), es un gr´afico que clasifica a las estrellas seg´un la etapa evolutiva en la cual se encuentran, por lo que se utiliza para estudiar la evoluci´on estelar. En e´ l, se muestra la relaci´on entre las magnitudes absolutas o luminosidades de las mismas versus sus tipos espectrales o temperaturas efectivas. Un examen del diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones espec´ıficas del mismo (panel izquierdo de la Figura 1.13). La predominante es la diagonal que va de la regi´on superior izquierda (caliente y brillante) a la

1.5 Diagrama H-R

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Figura 1.12: Representaci´on del aumento en el brillo que se produce en la imagen de la estrella fuente al pasar un Agujero Negro delante de ella. Imagen extra´ıda de la p´agina: http://www.oarval.org/LBHssp.htm. regi´on inferior derecha (fr´ıa y menos brillante) donde se ubican las estrellas que se encuentran en la fase de Secuencia Principal. En la esquina inferior izquierda se 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 posici´on 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.

´ Cumulos Estelares

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

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Cap´ıtulo 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 representaci´on de la evoluci´on de una estrella como el Sol en dicho diagrama. Im´agenes extra´ıdas, respectivamente, de las p´aginas: http://www.odiseacosmica.com/2009/01/el-diagrama-hr.html y http://www2.astro.psu.edu/users/cpalma/astro10/class11.html.

han formado pr´acticamente al mismo tiempo, a partir de material interestelar de una determinada composici´on qu´ımica. Por lo tanto, desde un punto de vista evolutivo, la masa de cada estrella ser´a el u´ nico elemento que las diferencie dentro del c´umulo. Esto hace que los c´umulos estelares sean excelentes laboratorios para estudiar la evoluci´on 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 c´umulos estelares. Los denominados c´umulos abiertos est´an formados por 102 − 103 estrellas, tienen forma irregular, se encuentran por lo general en el plano gal´actico y est´an formados por estrellas de poblaci´on I. Estas estrellas contienen cantidades significativas de elementos m´as 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 poblaci´on I. El otro tipo son los c´umulos globulares. Estos est´an compuestos por 105 − 107 estrellas, tienen forma esf´erica, se encuentran en el halo de la galaxia y est´an formados por estrellas de Poblaci´on II. Estas son estrellas m´as viejas que las de poblacion I, y son pobres en metales. En la Figura 1.14 se pueden ver las diferencias morfol´ogicas de ambos tipos de c´umulos. En el panel izquierdo se tiene una imagen de las Pley´ades, el cual es un conocido c´umulo abierto compuesto por ∼500 estrellas. En el panel derecho, se muestra una imagen de Omega Centauri que es un c´umulo globular compuesto por varios millones de estrellas.

1.5 Diagrama H-R

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Figura 1.14: El panel izquierdo se muestra una imagen de las Pley´ades, mientras que en el panel derecho, se presenta una imagen de Omega Centauri. Im´agenes extra´ıdas de la p´agina: http://www.spitzer.caltech.edu/.

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

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Cap´ıtulo 1

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

1.5 Diagrama H-R

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Figura 1.16: En el panel superior se muestra el diagrama H-R de un c´umulo abierto (Pl´eyades) y en el panel inferior, se puede ver el diagrama de un c´umulo globular (Omega Centauri). Im´agenes extra´ıdas de la p´agina: http://www2.astro.psu.edu/users/cpalma/astro10/class11.html.

Cap´ıtulo 2 Enanas Blancas 2.1.

Introducci´on

Las llamadas Enanas Blancas representan uno de los estadios evolutivos finales de las estrellas y se cree que ser´a el destino de ∼ 97 % de las estrellas de nuestra Galaxia. Se trata de objetos con radios peque˜nos y densidades muy elevadas, por lo que forman parte de las estrellas compactas, pues son una de las formas de materia m´as densas conocidas, junto con las Estrellas de Neutrones y los Agujeros Negros. A´un 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 n´umero creci´o con programas de b´usqueda a 111 en 1950 (29 de ellas descubiertas en el Observatorio Astron´omico de C´ordoba, Argentina). Actualmente, la cifra se elev´o a m´as de 10000 con la ayuda del SDSS1 , y se calcula que existen mil millones de Enanas Blancas en la Galaxia, un cuarto de ellas en sistemas binarios. En este Cap´ıtulo se presentan las caracter´ısticas de estas estrellas (Secci´on 2.2), su estructura interna (Secci´on 2.3) y la clasificaci´on espectral desarrollada para las mismas (Secci´on 2.5). Por u´ ltimo, se define la zona de habitabilidad y se muestra donde se localiza y se analiza c´omo var´ıa dicha regi´on en funci´on del tiempo (Secci´on 2.6).

2.2.

Caracter´ısticas

Se las denomin´o 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 Caracter´ısticas

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(Vennes & Kawka 2008), aunque la gran mayor´ıa de ellas se encuentra entre 0,5 y 0,7 M . El radio estimado de estas estrellas se sit´ua entre 0,008 y 0,02 R , una cifra muy cercana al radio terrestre, de aproximadamente 0,009 R (Figura 2.1). En la Figura 2.2, se muestra la relaci´on entre el radio R y la masa M de las Enanas Blancas, para aproximaciones no relativista, donde no hay un l´ımite de masa R ∼ M −1/3 , y relativista donde el l´ımite de masa es

Mlim ∼ N

2

}c G

!2/3 ,

siendo N el n´umero de electrones por unidad de masa, c la velocidad de la luz, } la constante reducida de Planck y G la constante de gravitaci´on universal. En esta aproximaci´on, a medida que a˜nadimos masa a una Enana Blanca, su radio disminuye, y seg´un el principio de incertidumbre de Heisenberg, la cantidad de movimiento, y por lo tanto la velocidad de los electrones, aumenta. A medida que aumenta esta velocidad y se va aproximando a la velocidad de la luz c, la masa de la Enana Blanca M se va aproximando a Mlim . Por lo tanto, ninguna Enana Blanca puede ser m´as pesada que el l´ımite de masa (L´ımite de Chandrasekhar). Tienen densidades medias altas, del orden de 106 g/cm3 .

Figura

2.1: En esta representaci´on esquem´atica, se muestra una comparaci´on entre el tama˜no de las Enanas Blancas respecto a la Tierra. Imagen obtenida de: http://danielmarin.blogspot.com.ar/2011/03/planetas-habitables-alrededor-de-Enanas.html. Como en su n´ucleo ya no se producen reacciones termonucleares, la estrella no tiene ninguna fuente de energ´ıa que equilibre el colapso gravitatorio, por lo que la

30

Cap´ıtulo 2

Figura 2.2: Relaci´on Radio-Masa para las Enanas Blancas. La curva azul presenta un modelo no relativista, donde no habr´ıa l´ımite de masa, mientras que la curva verde, que sigue un modelo relativista, muestra que el l´ımite de masa es de 1,44 M . Imagen obtenida de: http://es.wikipedia.org/wiki/Enana Blancacite note-54.

Enana Blanca se va comprimiendo sobre s´ı misma debido a su propio peso. Sin 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 pr´oximos entre s´ı, que no pueden moverse completamente al azar y solo pueden cambiar su velocidad al intercambiar sus o´ rbitas con otros electrones. Las leyes de la Mec´anica Cu´antica todav´ıa se mantienen, en particular el Principio de Exclusi´on de Pauli. Por lo tanto, los electrones se ven obligados a moverse a altas velocidades, generando la llamada presi´on degenerada de los electrones, que es la que efectivamente se opone al colapso de la estrella. Una vez que cesa la contracci´on gravitatoria, estos objetos gradualmente se enfr´ıan, y se desplazan hacia la derecha y hacia abajo del diagrama H-R (Figura 2.3). Es decir, a medida que transcurre el tiempo, la temperatura superficial va descendiendo, el espectro de la radiaci´on se va desplazando hacia un color rojizo, y la luminosidad va disminuyendo. Este proceso es extremadamente lento, pudiendo tardar 1 × 1010 a˜nos para alcanzar una temperatura de 3000 K. Con el tiempo, las Enanas Blancas se enfriar´an hasta tal punto que dejar´an de irradiar y se convertir´an en Enanas Negras, aproxim´andose a la temperatura del entorno e igual´andose con la radiaci´on de fondo

2.2 Caracter´ısticas

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

La temperatura efectiva de las Enanas Blancas, comprende desde temperaturas inferiores a los 4000 hasta los 150000 K, siendo el error t´ıpico en la estimaci´on de dicha temperatura del ∼ 10 Al analizar el ensanchamiento de lineas espectrales (por ejemplo la linea K del calcio ionizado) y la separaci´on de frecuencias pulsacionales, se estim´o que estas estrellas son rotadores muy lentos, con velocidades de rotaci´on ecuatoriales 10 Km/h (Berger et al. 2005). Adem´as, las pulsaciones observadas en Enanas Blancas son no radiales y tienen amplitudes t´ıpicas entre 0,004-0,3 magnitudes en los espectros o´ ptico y ultravioleta. Estos objetos pueden experimentar pulsaciones, con per´ıodos t´ıpicos de pocos minutos, en distintos momentos de su vida. Los grupos conocidos de Enanas Blancas pulsantes son: • ZZ Ceti (o DAV): Enanas Blancas de tipo espectral DA (la clasificaci´on espectral se describe en la Secci´on 2.5), temperaturas efectivas entre T=10500-12500 K, gravedad superficial log g= 7,8-8,8 y per´ıodos de pulsaci´on entre P= 2-23 min. • V777 her (o DBV): Enanas Blancas de tipo espectral DB (ver Secci´on 2.5), temperaturas efectivas entre T=22000-29000 K, gravedad superficial log g= 7,6-8,2 y

32

Cap´ıtulo 2

per´ıodos de pulsaci´on entre P= 2-18 min. • PG 1159 (o DOV, ver Secci´on 2.5): Enanas Blancas con temperaturas entre T=80000-180000 K, gravedad superficial log g=5,5-7,5 y per´ıodos de pulsaci´on P= 5-100 min. • Hot DQ (o DQV, ver Secci´on 2.5): Enanas Blancas con temperaturas entre T=19000-22000 K, y per´ıodos de pulsaci´on entre P= 4-18 min. El l´ımite habitual de detecci´on de campos magn´eticos 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 magn´eticos superiores a 103 kG, mientras que un 20 % estar´ıan dentro del orden de 1 kG.

2.3.

Estructura Interna

Como se vi´o en el Cap´ıtulo 1, las Enanas Blancas est´an constituidas b´asicamente por carbono y ox´ıgeno, como resultado de la fusi´on del helio. Sin embargo, sobre la superficie hay una capa de hidr´ogeno o helio, que forma la atm´osfera de la estrella. S´olo unas pocas (∼1 %) est´an formadas integramente por helio, al no haber llegado a quemarlo. Salpeter (1961) predij´o que los n´ucleos de las Enanas Blancas deb´ıan cristalizar a medida que se enfr´ıan con el tiempo. En un modelo t´ıpico de Enana Blanca, la cristalizaci´on no comienza hasta que la superficie alcanza los 6000-8000 K. En estrellas m´as masivas el efecto comienza a temperaturas de superficie m´as elevadas. En la Figura 2.4, se presenta un esquema del proceso de cristalizaci´on para el caso de una Enana Blanca con una masa t´ıpica de 0,6 M . En una primera fase, el n´ucleo compacto, formado por carbono y ox´ıgeno, se mantiene isotermo, transmitiendo su calor a la regi´on superficial de hidr´ogeno y helio. El ox´ıgeno cristaliza antes que el carbono por lo que, en la segunda fase, el n´ucleo empieza a cristalizar enriqueci´endose de ox´ıgeno y desplazando el carbono hacia la regi´on m´as externa, que, finalmente, tambi´en termina por cristalizar. Este proceso emite nueva radiaci´on latente que detiene el enfriamiento de la estrella. Finalmente la cristalizaci´on concluye y la estrella sigue enfri´andose al ritmo normal hasta que e´ sta deja de radiar, convirti´endose en una Enana negra. El descubrimiento de las pulsaciones en la atm´osfera de hidr´ogeno de la Enana Blanca BPM 37093 (Kanaan et al. 1992) proporcion´o la primera oportunidad de verificar esta hip´otesis. Metcalfe et al. (2004) usaron el per´ıodo de pulsaci´on que se observa en BPM 37093, para analizar el interior y determinar emp´ıricamente el tama˜no del n´ucleo cristalizado. La valoraci´on inicial de los modelos sugiere fuertemente la presencia de un n´ucleo s´olido que contiene alrededor del 90 % de la masa estelar, lo 2

siglas en ingl´es de: Very Large Telescope (European Southern Observatory).

2.4 Atm´osfera

33

Figura 2.4: Esquema del proceso de cristalizaci´on para el caso de una Enana Blanca con una masa t´ıpica de 0,6 M . Imagen obtenida de la p´agina: http://es.wikipedia.org/wiki/Enana Blancacite notemetcalfe1-83.

que resulta consistente con las previsiones te´oricas.

2.4.

Atm´osfera

La atm´osfera estelar es la regi´on de una estrella de donde escapa la radiaci´on en forma definitiva al espacio interestelar, es decir, es la u´ nica parte que se puede observar. La atm´osfera de las Enanas Blancas est´a compuesta casi en su totalidad de ´ hidr´ogeno o de helio. La explicaci´on de este hecho la proporcion´o Evry Schatzman en 1940, quien expuso que la alta gravedad superficial separaba los elementos, atrayendo m´as fuertemente los elementos pesados hacia su centro, y quedando los m´as ligeros en la superficie (Figura 2.5). Es decir, cualquier posible elemento qu´ımico pesado (Ca, Fe, Mg, Cr, Ni, S, O, Na, etc.) en su atm´osfera se hunde en escalas temporales de unos pocos d´ıas a un mill´on de a˜no (dependiendo de la masa y temperatura superficial, Koester & Wilken 2006). Este tiempo es considerablemente menor que el tiempo de enfriamiento de estas estrellas (108 -109 a˜nos). Se ha calculado que una atm´osfera rica en helio posee una masa aproximada del 1 % de la masa total de la estrella, y una atm´osfera compuesta de hidr´ogeno, el 0,01 % del total. A pesar de la fracci´on que representa, esta capa externa determina la evoluci´on t´ermica de la Enana Blanca; los electrones degenerados conducen bien el calor, por lo que la masa de la Enana Blanca es casi isot´ermica. La opacidad a la radiaci´on de las capas externas permite que las Enanas Blancas se enfr´ıen con mayor lentitud.

2.5.

Clasificaci´on Espectral

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

34

Cap´ıtulo 2

Figura 2.5: Esquema del interior de una Enana Blanca, donde se puede ver la separaci´on o estratificaci´on de los distintos elementos y la peque˜na fracci´on de la atm´osfera, que eventualmente est´a constituida por hidr´ogeno. Imagen obtenida de la p´agina: http://universe-review.ca/F08-star11.htm. en 1983 el sistema utilizado en la actualidad, el cual desde entonces ha sido revisado en diversas ocasiones. Dicho sistema clasifica el espectro con un s´ımbolo, que consiste en una D inicial ya que se trata de objetos degenerados, seguido de una secuencia de letras (Tabla 2.1) y un ´ındice de temperaturas, que se calcula dividiendo la temperatura efectiva por 50400 K, ya que la temperatura superficial est´a ´ıntimamente relacionada con el espectro. Estas estrellas se clasifican b´asicamente en 6 tipos espectrales: DA, DB, DO, DC, DZ, DQ. Las Enanas Blancas del tipo DA, que se caracterizan por tener atm´osferas ricas en hidr´ogeno, conforman el 80 % de las Enanas Blancas analizadas espectrosc´opicamente. Presentan l´ıneas de Balmer, por lo que sus temperaturas efectivas se encuentran comprendidas entre 5000 K hasta ∼ 105 K (panel superior Figura 2.6). La gran mayor´ıa de los restantes tipos (DB, DO, DC, DZ) poseen atm´osferas ricas en helio. El tipo espectral DB, es el segundo m´as abundante y el principal de las deficientes en hidr´ogeno. Estas Enanas Blancas poseen atm´osferas ricas en helio neutro, con temperaturas efectivas entre 11000 y 30000 K ya que a temperaturas mas fr´ıas, el helio se torna invisible espectrosc´opicamente (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 pr´acticamente continuo, por lo que se cree que tienen atm´osferas de helio puro, ya que es el u´ nico elemento que a temperaturas efectivas

2.5 Clasificaci´on Espectral

35

Tabla 2.1: Clasificaci´on espectral de las Enanas Blancas

Tipo Espectral DA DB DO DC DZ DQ P H E V ?

Caracter´ısticas L´ıneas de Balmer. No hay l´ıneas de metales o de HeI. L´ıneas de HeI. No hay l´ıneas de metales o de H. L´ıneas de HeII, acompa˜nadas por l´ıneas de H o de HeI. Espectro continuo (l´ıneas < 5 % de profundidad). L´ıneas de metales. No hay l´ıneas de H o de HeI. L´ıneas o bandas del carbono Enana Blanca magn´etica con polarizaci´on detectable. Enana Blanca magn´etica sin polarizaci´on detectable. L´ıneas en emisi´on. Enana Blanca variable. Espectro de clasificaci´on incierta.

bajas (. 11000 K) produce espectros sin l´ıneas espectrales (panel inferior Figura 2.7). La clase DZ est´a formada por estrellas fr´ıas, con T e f f entre ∼4000 – 15000 K, y sus espectros muestran l´ıneas de metales (panel superior Figura 2.8). S´olo una peque˜na fracci´on de las Enanas Blancas (aproximadamente el 0,1 %) tienen atm´osferas 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 clasificaci´on, por ejemplo una Enana Blanca que posea un campo magn´etico polarizado, una temperatura efectiva de 17.000 K, y una l´ınea de absorci´on en la que domina el helio neutro pero que tambi´en tiene hidr´ogeno, se trata de una DBAP3. Uno de los modelos de formaci´on de las distintas clases espectrales m´as aceptados actualmente es el siguiente. La evoluci´on de los objetos, luego de la fase de Gigante Roja y Nebulosa Planetaria, se separa en dos secuencias de Enanas Blancas, una con estrellas atm´osferas ricas en hidr´ogeno y la otra con objetos deficientes en hidr´ogeno, en una proporci´on de 4 a 1 respectivamente. Se considera que las Enanas Blancas ricas en hidr´ogeno a medida que se enfr´ıan, recorren toda la clase DA en su amplio rango de temperaturas. Por el contrario, se calcula que la mayor´ıa de las Enanas Blancas deficientes en hidr´ogeno son el resultado de episodios de renacimiento (born-again). Estos consisten en un pulso t´ermico muy tard´ıo, procedente de la fusi´on del helio en la fase temprana de enfriamiento de la estrella, inmediatamente despu´es de que finaliz´o la fusi´on del hidr´ogeno. Al comienzo de este pulso t´ermico, el hidr´ogeno superficial

36

Cap´ıtulo 2

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

restante es arrastrado por convecci´on hacia el interior y, debido a las altas temperaturas es quemado completamente. Luego de este pulso, la estrella se enfr´ıa definitivamente, quedando con una envoltura rica en helio y contaminada por productos de su fusi´on (por ejemplo C y O). Las estrellas de tipo PG 1159 son objetos deficientes en hidr´ogeno, cuyos espectros muestran, adem´as 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 atm´osfera se

2.5 Clasificaci´on Espectral

37

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

origina cuando la zona convectiva de la envoltura de helio de estrellas de clase DB alcanza el n´ucleo rico en carbono, siendo parte del mismo arrastrado a la superficie (Pelletier et al. 1986). Los elementos m´as pesados que el carbono, que se observan en las DZ, no pueden ser primordiales, porque el tiempo de difusi´on (de unos pocos d´ıas a un mill´on de a˜nos), es considerablemente menor al tiempo de enfriamiento de estos objetos (108 -109 a˜nos). Se propuso que la estrella acretaba material interestelar, sin embargo, esta hip´otesis tiene varios problemas, siendo los m´as desconcertantes la ausencia de nubes densas cercanas al Sol, y el d´eficit de hidr´ogeno en el material acretado, ya que al ser el elemento m´as liviano deber´ıa observarse en la atm´osfera

38

Cap´ıtulo 2

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

estelar, pero raramente se observa en estas estrellas.

2.6.

Zona de Habitabilidad

Se define la Zona de Habitabilidad Estelar como el rango de distancias desde la estrella hu´esped en el cual la presencia de agua liquida en la superficie de un hipot´etico planeta est´a asegurada por un tiempo m´ınimo tmin (Porto de Mello et al. 2006). Este tmin suele tomarse de 3 Gyr, ya que es el tiempo estimado para el surgimiento de la vida en la Tierra. Esta regi´on, 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 encontrar´a entre 7-22 UA (panel inferior Figura 2.9).

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

Agol (2011) determin´o la zona habitable de las Enanas Blancas (WDHZ). Este autor propuso que dado de que las Enanas Blancas m´as comunes tienen temperaturas superficiales de ≈5000 K y luminosidades muy bajas, un planeta deber´ıa orbitar muy cerca para recibir el mismo flujo que la Tierra recibe del Sol, por lo que este planeta deber´ıa encontrarse a ≈0,01 UA para estar a una temperatura a la que exista agua l´ıquida en su superficie. Antes de convertirse en una Enana Blanca, una estrella similar al Sol se expande en la fase de Gigante Roja, siendo lo m´as probable que termine engullendo planetas dentro de ≈1 UA, por lo que planetas presentes en la WDHZ deben llegar a la misma

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Cap´ıtulo 2

despu´es de la evoluci´on de la estrella. Esto puede ocurrir a trav´es de varios caminos: pueden formarse del material que se encuentra cerca de la Enana Blanca, a trav´es de la interacci´on o la fusi´on de estrellas binarias (Livio et al. 2005), o por la captura o la migraci´on desde distancias m´as grandes (Debes & Sigurdsson 2002).

Figura 2.10: distancia orbital del planeta vs. edad de la Enana Blanca. En esta figura se presenta la zona de habitabilidad para una Enana Blanca t´ıpica de masa 0,6 M y atm´osfera de hidr´ogeno, sombreada en azul. La l´ınea de trazos es el l´ımite de Roche para planetas con densidad terrestre, y la l´ınea de puntos denota el l´ımite para la CHZ. Imagen extra´ıda del trabajo de Agol (2011).

En la Figura 2.10 se muestra la WDHZ en funci´on del tiempo para una Enana Blanca t´ıpica de masa 0,6 M y atm´osfera de hidr´ogeno. Como se puede ver, esta regi´on sombreada en azul, se reduce con el tiempo a medida que la estrella se enfr´ıa. Un planeta, a una determinada distancia orbital de la estrella, entra en la parte inferior de la Figura y se mueve verticalmente hacia arriba. En un primer momento se encuentra a una temperatura demasiado caliente para que exista agua l´ıquida en su superficie, luego, a medida que la estrella se enfr´ıa, llega a la WDHZ. A medida que transcurre el tiempo, finalmente el planeta va a salir de dicha regi´on. La duraci´on de un planeta dentro de la WDHZ, tiene un m´aximo de 8 Gyr a ≈0,01 UA. Esta distancia es casi el doble del l´ımite de Roche, que establece el valor de distancia m´ınima a la cual puede orbitar un planeta sin que se produzca la sincronizaci´on tidal entre el per´ıodo de rotaci´on 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 ´ tom´o una orbitales a que son habitables para un tiempo de duraci´on m´ınima, T min . El duraci´on m´ınima de T min = 3 Gyr, que, para el caso de una Enana Blanca t´ıpica, se traduce en un rango de distancias 0,005 < a < 0,02 AU; un planeta que orbita dentro de estas distancias pasa por lo menos 3 Gyr dentro de la WDHZ. En la Figura 2.11 se muestra como var´ıa el l´ımite externo de la CHZ, dependiendo de la masa de la estrella y el valor de T min adoptado.

Figura 2.11: Masa de las Enanas Blancas vs. distancias orbitales. La regi´on sombreada en verde corresponde a la CHZ para una Enana Blanca con atm´osfera de hidr´ogeno, tomando un T min = 3 Gyr. Las otras lineas muestran como var´ıa el l´ımite externo de esta regi´on para los casos T min = 1 Gyr (l´ınea de puntos), T min = 5 Gyr (l´ınea de puntos y trazos) o para una atm´osfera de helio con T min = 3 Gyr (l´ınea de trazos). Imagen extra´ıda del trabajo de Agol (2011).

La CHZ ocurre a luminosidades de 10−4,5 a 10−3 L , alrededor de 10 magnitudes m´as d´ebiles que el Sol, el cual establece el tama˜no m´ınimo del telescopio para la detecci´on de un planeta en dicha regi´on. Adem´as, se tiene que tener en cuenta que, en el extremo m´as caliente, el mayor flujo ultravioleta que recibe el planeta puede afectar a la retenci´on de una atm´osfera, por lo que estos planetas necesitar´ıan formar una atm´osfera secundaria, como ocurri´o en la Tierra. El tama˜no similar de las Enanas Blancas con planetas tipo Tierra y la cercan´ıa de la WDHZ con la estrella, permitir´ıa la b´usqueda de planetas en esta regi´on, a trav´es del m´etodo de tr´ansitos planetarios. Esta t´ecnica consiste en medir variaciones en el flujo

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Cap´ıtulo 2

Figura 2.12: Curvas de luz sint´eticas para planetas habitables tipo Tierra, con masas de 0,1 MT (l´ınea roja), 1 MT (l´ınea negra) y 10 MT (l´ınea azul). Imagen extra´ıda del trabajo de Agol (2011).

de una estrella, atribuidos a la presencia de un planeta cuando la primera es eclipsada por e´ ste u´ ltimo. Para poder observar este fen´omeno, la inclinaci´on de la o´ rbita del planeta debe ser ∼90o . En la Figura 2.12 se presentan las curvas de luz sint´eticas creadas por Agol para planetas tipo Tierra (0,1 MT , 1 MT y 10 MT ) ubicados en la WDHZ. Se puede notar que los tr´ansitos tienen una duraci´on 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 sint´etica del caso de 1 MT , con curvas de luz de estrellas de Secuencia Principal producidas por un planeta similar, se vi´o que aunque el tr´ansito es mucho mas profundo para una Enana Blanca (∼50 %), dura un tiempo mucho m´as corto (Figura 2.13).

2.6 Zona de Habitabilidad

43

Figura 2.13: Comparaci´on 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 variaci´on de la escala del flujo relativo (eje y) como la escala temporal (eje x). Imagen extra´ıda del trabajo de Agol (2011).

Cap´ıtulo 3 Planetas y Discos en Estrellas Evolucionadas 3.1.

Introducci´on

En 1992, se descubrieron los primeros planetas extrasolares, orbitando el P´ulsar PSR 1257+12 (Wolszczan & Frail). Este descubrimiento sorprendi´o a muchos astr´onomos, que s´olo esperaban encontrar planetas alrededor de estrellas de Secuencia Principal. La evidencia observacional actual sugiere que la formaci´on planetaria acompa˜na todo el proceso evolutivo de la estrella hu´esped. Al presente, de los m´as de 950 sistemas planetarios conocidos, aproximadamente 70 est´an asociados con estrellas que est´an transitando las etapas finales de su evoluci´on. En este Cap´ıtulo, se presentan los resultados encontrados sobre la presencia de planetas orbitando estrellas Gigantes Rojas (Secci´on 3.2), y planetas y discos en P´ulsares (Secci´on 3.3). Luego, se muestran los resultados obtenidos referidos a la b´usqueda de compa˜neros sub-estelares en Enanas Blancas (Secci´on 3.4). Por u´ ltimo, se analizan los indicios indirectos de la presencia de sistemas planetarios en Enanas Blancas (Secci´on 3.5).

3.2.

Planetas en Gigantes Rojas

Los primeros indicios de compa˜neros sub-estelares alrededor de Gigantes Rojas fueron encontrados por Hatzes & Cochran (1993), quienes descubrieron variaciones de largo per´ıodo 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 compa˜nero sub-estelar en HD 122430 y 2 exoplanetas en HD

3.2 Planetas en Gigantes Rojas

45

47536. En el mismo a˜no, 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 compa˜nero planetario. El n´umero de estos sistemas particulares ha crecido en los u´ ltimos a˜nos ya que varios programas se han dedicado a la b´usqueda de planetas en estrellas Gigantes (D¨ollinger et al. 2007, Jones et al. 2011).

Figura 3.1: Ilustraci´on del sistema HD 122430 compuesto por una estrella Gigante Roja (estrella hu´esped) y su compa˜nero planetario.

Al presente, se conocen m´as 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 caracter´ısticas de la estrella y el planeta, se detallan en la Tabla 3.1. La mayor´ıa de ellos han sido detectados mediante la t´ecnica de velocidades radiales (basada en el efecto Doppler). El planeta, al orbitar la estrella central, ejerce una fuerza gravitacional sobre e´ sta de manera que la estrella gira sobre el centro de masa com´un del sistema. Debido a esto, se producen desplazamientos de las l´ıneas espectrales de la estrella, seg´un e´ sta se acerca a nosotros (corrimiento hacia el azul) o se aleja (corrimiento al rojo) (Figura 3.2). Este m´etodo ha sido el m´as exitoso en la b´usqueda 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

Cap´ıtulo 3

Tabla 3.1: Principales caracter´ısticas del sistema HD 122430. Estrella Distancia V Te f f

135 pc 5,48 4300 K

Planeta M.seni a e P

3,71 M JUP 1,02 UA 0,68 345 d´ıas

Adem´as, estos planetas encontrados en estrellas Gigantes son masivos, con masas entre 3-10 M JUP y la mayor´ıa no se encuentran en o´ rbitas cercanas a la estrella; presentan semiejes a ≥ 0,7 UA (Sato et al. 2010). Esto es una consecuencia prevista de la evoluci´on estelar, aunque los modelos para la destrucci´on 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 l´ıneas espectrales de la estrella (panel superior) conforme esta se aleja (panel intermedio) o se acerca (panel inferior). Imagen extra´ıda de: http://www.astrofisicayfisica.com/2011/06.

El aumento en el radio y luminosidad de la estrella, durante la evoluci´on de la misma, tiene consecuencias importantes para un sistema planetario ya existente. Los modelos de Schr¨oder & Smith (2008) estiman que s´olo los planetas con o´ rbita inicial

´ 3.3 Planetas y Discos en Pulsares

47

por encima de 1,15 UA sobreviven y que, por lo tanto, la Tierra ser´a engullida por el Sol. La destrucci´on 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 contracci´on para transformarse en una Enana Blanca. Debido a su estructura compacta, estos sistemas pulsantes tienen un per´ıodo de oscilaci´on muy estable, por lo que si se manifiestan diferencias en el tiempo de llegada de los fotones, en principio pueden asociarse a un compa˜nero 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 funci´on peri´odica, comparando los tiempos de m´aximo observados con los calculados a partir de una efem´erides. Cuando un per´ıodo de pulsaci´on cambia linealmente en el tiempo, este diagrama tiene una forma parab´olica. Para Peg V391, un simple polinomio de segundo orden no da un ajuste satisfactorio quedando residuos sinusoidales (Figura 3.3). La explicaci´on m´as simple para estos residuos, es la oscilaci´on del baricentro de la estrella debido a la presencia de un compa˜nero 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 o´ rbita cada 3,2 a˜nos. El radio m´aximo 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 Pulsares

Como se mostr´o en el Cap´ıtulo 1, los P´ulsares son Estrellas de Neutrones magnetizadas, con velocidades de rotaci´on elevadas que emiten una corriente de energ´ıa constante, la cual es expulsada por los polos de la estrella. Si bien se conocen unas 2000 Estrellas de Neutrones, hasta ahora s´olo se les ha detectado compa˜neros de masa planetaria a PSR 1257+12 y PSR 1719−14. Wolszczan & Frail (1992) detectaron peque˜nas variaciones en el per´ıodo de pulsaci´on de PSR 1257+12, con el radiotelescopio de 305 m. ubicado en Arecibo. Estas variaciones, tienen forma de oscilaci´on peri´odica, con una amplitud m´axima en torno a 0,7 m/s (Figura 3.5). El per´ıodo de un P´ulsar es extremadamente preciso, por lo que estas anomal´ıas se interpretaron como una oscilaci´on de la estrella, debido a la influencia gravitatoria de 3 planetas girando alrededor de la misma. Este m´etodo de detecci´on, se conoce como “timing”, y tiene la ventaja de que permite detectar plane-

48

Cap´ıtulo 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 extra´ıda del trabajo de Silvotti et al. (2007).

Figura 3.4: Representaci´on esquem´atica de Peg V391 que muestra el tama˜no de la estrella y la posici´on del planeta durante la fase de Gigante Roja y la etapa actual. Imagen extra´ıda del trabajo de Silvotti et al. (2007).

tas del tama˜no y masa de la Tierra. En la Tabla 3.2, se detallan las caracter´ısticas de los 3 planetas detectados en torno a PSR 1257+12. Se puede notar que e´ stos son de tama˜no similar a la Tierra y cercanos a la estrella (Figura3.6).

´ 3.3 Planetas y Discos en Pulsares

49

Tabla 3.2: Caracter´ısticas de los planetas detectados alrededor de PSR 1257+12 Planeta

M [M JUP ]

P [d´ıas]

D1 [UA]

e

PSR 1257+12 b PSR 1257+12 c PSR 1257+12 d

7×10−05 13 12

25,262 66,5419 98,2114

0,19 0,36 0,46

0,0186 0,0252

Nota: 1 Distancia Orbital.

Figura 3.5: Variaciones en el per´ıodo de pulsaci´on de PSR 1257+12 a causa de la presencia de 3 planetas a su alrededor. Imagen extra´ıda del trabajo de Wolszczan (1992).

Bailes et al. (2011), utilizando el m´etodo de timing, hallaron un planeta orbitando el P´ulsar PSR 1719−14. Asumiendo que el P´ulsar tiene una masa de 1,4 M , estimaron que el compa˜nero tiene una masa similar a la de J´upiter pero con el 40 % del tama˜no de e´ ste, por lo que tiene una densidad de ∼23 g/cm−3 . Esta densidad es superior a la de J´upiter o los otros planetas gigantes gaseosos, cuyas densidades son < 2 g/cm−3 , pero inferior a la de las Enanas Blancas (Cap´ıtulo 2). Adem´as, estos autores obtuvieron que este compa˜nero sub-estelar o´ rbita alrededor del P´ulsar con un per´ıodo de 2,2 horas, a una distancia de alrededor de ∼ 0,89 R . La hip´otesis de formaci´on propuesta por Bailes et al. (2011) para este sistema

50

Cap´ıtulo 3

Figura 3.6: Representaci´on esquem´atica que permite comparar los tama˜nos y distancias a la estrella de los planetas interiores del sistema solar y de los detectados alrededor de PSR 1257+12. Imagen extra´ıda de: http://hera.ph1.uni-koeln.de/∼heintzma/NS1/PSR planets.htm.

particular es la siguiente. La Estrella de Neutrones se form´o cuando la estrella m´as masiva de un sistema binario evolucion´o, explotando como una supernova y dejando su n´ucleo (P´ulsar). El compa˜nero menos masivo se convirti´o, mucho tiempo despu´es, ´ se estabiliz´o en una o´ rbita en una Gigante Roja y por u´ ltimo en una Enana Blanca. Esta alrededor de un radio solar lejos del P´ulsar. La proximidad hizo que la Enana Blanca perdiera la mayor parte de su materia restante, dejando atr´as un n´ucleo desnudo. La intensa presi´on gravitacional causada por la proximidad al P´ulsar cristaliz´o este n´ucleo de carbono, dando lugar a la formaci´on de una sustancia similar a la del diamante. Debido a la cercan´ıa con el P´ulsar, es poco probable que los planetas detectados alrededor de estas estrellas hayan sobrevivido a la evoluci´on de la misma, por lo que se habr´ıan formado luego de la explosi´on de supernova (Wolszczan 1994). Las caracter´ısticas de estos planetas sugieren que el mecanismo de formaci´on 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 fusi´on (Podsiadlowski et al. 1991), de la destrucci´on de una compa˜nera estelar (Stevens et al. 1992, Tavani &

´ 3.3 Planetas y Discos en Pulsares

51

Brookshaw 1992) o de material remanente de la explosi´on de supernova (Lin et al. 1991). Se realizaron varios relevamientos de P´ulsares cercanos, con el fin de encontrar discos de polvo alrededor de ellos. El m´as amplio de estos estudios fue el realizado por Van Buren & Terebey (1993), quienes analizaron 478 P´ulsares del cat´alogo de IRAS. Se hicieron otros relevamientos m´as peque˜nos pero m´as 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 ning´un caso se logr´o identificar el exceso asociado a un disco. Wang et al. (2006), reportaron el descubrimiento de emisi´on en el infrarrojo medio de un disco fr´ıo, alrededor del P´ulsar 4U 0142+61 (Figura 3.7). Ellos estimaron que este disco tiene una masa ∼10 MT , y radio interno y externo de 2,9 y 9,7 R respectivamente. Al presente, se conocen unos 5 P´ulsares con discos; e´ stos presentan caracter´ısticas similares al detectado alrededor de 4U 0142+61 (Kaplan et al. 2009). Bryden et al. (2006), indicaron que estos sistemas son dif´ıciles 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 extra´ıda de http://www.spitzer.caltech.edu/.

52

3.4.

Cap´ıtulo 3

˜ Companeros Sub-Estelares en Enanas Blancas

Las Enanas Blancas, cuyas caracter´ısticas fueron presentadas en el Cap´ıtulo 2, no s´olo 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 catacl´ısmicas), o por una Enana Blanca y un P´ulsar (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; s´olo existe un candidato, GD 66 (Mullally et al. 2008).

3.4.1.

Binarias Catacl´ısmicas

Una binaria catacl´ısmica, es un sistema binario cuyas componentes, muy pr´oximas entre s´ı, 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 conservaci´on del momento angular, el material no se asienta directamente en la su´ perficie de la primaria, sino que forma un disco de acreci´on en torno a ella. Este tiene temperaturas alt´ısimas en su centro (∼30000 K) y son relativamente fr´ıos en el exterior (∼5000 K). Cuando el disco de acreci´on est´a 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 d´ıas (90 min) a 0,6 d´ıas (14 hr), aproximadamente. Lee et al. (2009) detectaron una variaci´on en el per´ıodo de oscilaci´on de una binaria catacl´ısmica, HW Virginis, mediante el an´alisis del diagrama O-C. Esta variaci´on, se asoci´o a la presencia de 2 compa˜neros sub-estelares. De la misma manera, Qian et al. (2010), detectaron un planeta en el sistema binario DP Leonis. M´as 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 hip´otesis m´as aceptadas de formaci´on de estos planetas, son las siguientes: Podr´ıa tratarse de una primera generaci´on de planetas, formados en un disco protoplanetario circumbinario, o una segunda generaci´on de planetas, originada a partir de un disco formado en la envoltura expulsada por el progenitor de la Enana Blanca. Las caracter´ısticas de estos planetas, se detallan en la Tabla 3.3.

˜ 3.4 Companeros Sub-Estelares en Enanas Blancas

53

Figura 3.8: En el panel superior se presenta una representaci´on esquem´atica de una binaria catacl´ısmica, donde se puede ver el disco de acreci´on alrededor de la Enana Blanca y el hot spot debido a la transferencia de material por parte de su compa˜nera. En el panel inferior, se muestra el diagrama O-C del sistema binario NN Serpentis, donde las contribuciones de cada planeta se encuentran en l´ıneas de puntos y trazos, mientras que la l´ınea continua representa el efecto combinado. Im´agenes extra´ıdas 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 P´ulsar (estrella primaria) y una Enana Blanca (estrella secundaria), que se encuentra en el c´umulo globular M4.

54

Cap´ıtulo 3

Tabla 3.3: Caracter´ısticas de los planetas detectados alrededor de binarias catacl´ısmicas y PSR B1620−26

Planeta

M [M JUP ]

P [d´ıas]

D2 [AU]

e

HW Vir b DP Leo b NN Ser d NN Ser c HU Aqr c NY Vir b UZ For d PSR B1620−26 b

14,3 6,05 2,28 6,91 5,9 2,3 7,7 2,5

4640,0 10230,0 2830,0 5660,0 5646,0 2900,0 1900,0 36525,0

4,69 8,19 3,39 5,38 6,18 3,3 2,8 23,0

0,4 0,39 0,2 0,29 0,05 -

Nota: 2 Distancia Orbital.

Thorsett et al. (1993), mediante la t´ecnica de timing, detectaron la presencia de un tercer cuerpo (PSR B1620−26 b) cuyas caracter´ısticas 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 evoluci´on de la estrella masiva. Ellos propusieron que el planeta se habr´ıa 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 V´ıa L´actea, pero en los n´ucleos densos de los c´umulos 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 interacci´on, la Estrella de Neutrones habr´ıa capturado a la estrella madre del planeta en una o´ rbita estrecha, provocando en el proceso la expulsi´on de su compa˜nera anterior. Los per´ıodos muy cortos exhibidos por P´ulsares se deben a la transferencia de material de una compa˜nera binaria. Por lo tanto, se cree que la nueva compa˜nera de la Estrella de Neutrones al convertirse en Gigante Roja se expandi´o, de modo que sus capas superficiales comenzaron a ser transferidas a la Estrella de Neutrones. El per´ıodo del P´ulsar de PSR B1620−26 es de unos pocos milisegundos, proporcionando una fuerte evidencia de la transferencia de material, que lleg´o a su fin cuando se agotaron las capas superficiales de la Gigante Roja, y el n´ucleo 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 ten´ıa una o´ rbita circular alrededor

˜ 3.4 Companeros Sub-Estelares en Enanas Blancas

55

de su estrella madre, se estabiliz´o en una o´ rbita circumbinaria. En la Figura 3.9, se esquematiza esta hip´otesis de formaci´on. Sin embargo, las perspectivas a largo plazo para PSR B1620−26 b son pobres (Ford et al. 1999). El sistema triple, que es mucho m´as masivo que una estrella aislada t´ıpica en M4, est´a a la deriva hacia el n´ucleo del c´umulo, donde la densidad de estrellas es muy alta. En m´as o menos mil millones de a˜nos, este sistema probablemente tendr´a otro encuentro cercano con una estrella cercana. El resultado m´as com´un de estos encuentros es que el compa˜nero m´as ligero sea expulsado del sistema estelar m´ultiple. Si esto sucede, PSR B1620-26 b probablemente ser´a expulsado completamente de M4, y pasar´a el resto de su existencia vagando solo en el espacio interestelar como un planeta interestelar.

Figura 3.9: Esquema del proceso de formaci´on para el sistema triple PSR B1620−26. Imagen extra´ıda de http://en.wikipedia.org/wiki/File:The evolution of the PSR B1620-26 system.jpg.

3.4.3.

Sistemas Enana Blanca+Enana Marr´on

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 fusi´on de hidr´ogeno en forma sostenida. Sin embargo, a diferencia de los planetas, durante alg´un per´ıodo de su vida producen la fusi´on nuclear en su interior. Dependiendo de su composici´on qu´ımica primordial, tienen un l´ımite inferior

56

Cap´ıtulo 3

de masa entre 13-15 M JUP , mientras que el l´ımite 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 J´upiter, 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 compa˜neros de Enanas Marrones son poco frecuentes, ya que tendr´ıan una frecuencia ∼0,5 %. Farihi et al. (2008), utilizando fotometr´ıa de Spitzer sugiri´o que 10 M JUP . S´olo un pu˜nado 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 o´ rbitas 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 per´ıodos orbitales m´as 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 evoluci´on estelar; los sistemas con o´ rbitas amplias donde el secundario ha migrado hacia el exterior debido a la p´erdida 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 evoluci´on com´un y que eventualmente puede conducir a la formaci´on de una variable catacl´ısmica (Politano 2004a). Wang et al. (2013) observaron 12 Enanas Blancas que fueron identificadas por su exceso de emisi´on en el infrarrojo medio por Debes et al. (2011), pero no ten´ıan 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 b´usqueda 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 n´umero a estrellas de tipo A y F en la vecindad solar, pueden representan la mayor´ıa de los sistemas planetarios m´as cercanos formados en estrellas de masa intermedia. Aunque ha habido varias b´usquedas, tanto en tierra como en el espacio, de planetas gigantes alrededor de Enanas Blancas (Hogan

˜ 3.4 Companeros Sub-Estelares en Enanas Blancas

57

Figura 3.10: SEDs de las 4 Enanas Blancas candidatas a tener una compa˜nera Enana Marr´on. Imagen extra´ıda 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 u´ nico candidato publicado es GD 66. Mullally et al. (2008), analizando una muestra de 15 estrellas ZZ Ceti (Enanas Blancas pulsantes, cuyas caracter´ısticas fueron presentadas en el Cap´ıtulo 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 per´ıodo de 4,5 a˜nos. Sin embargo, el lapso de tiempo cubierto por los datos no fue lo suficientemente largo para cubrir una o´ rbita entera; de confirmarse, ser´ıa 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 compa˜nero binario, orbitando dentro de varias AU, a masas planetarias. Adem´as, plantearon que, dado que los modelos de evoluci´on 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 evoluci´on de e´ sta, si este supuesto compa˜nero de GD 66 es real, entonces puede haber

58

Cap´ıtulo 3

sido inyectado din´amicamente o formado en una segunda generaci´on de la formaci´on de planetas. Desafortunadamente, actualmente su detecci´on sigue siendo provisional, y no ha podido ser confirmado, aunque tampoco descartado.

Figura 3.11: Diagrama O-C de GD 66. Imagen extra´ıda del trabajo de Mullally et al. (2008).

3.4.5.

Relevamiento Super WASP

El proyecto Super WASP1 opera 2 telescopios rob´oticos, uno situado entre el grupo de telescopios Isaac Newton en La Palma, Espa˜na y el otro ubicado en el Observatorio Astron´omico de Sud´africa. Estos telescopios monitorean todo el a˜no simult´aneamente el cielo, cubriendo ambos hemisferios, con el fin de detectar los eventos de tr´ansitos planetarios. Los observatorios se componen cada uno de 8 lentes Cannon 200mm f1.8, cada uno con un CCD Andor de 2048×2048 p´ıxeles (tama˜no de cada pixel: 13,5 µm); esto da un campo de visi´on de 7,8 grados cuadrados para cada c´amara. La estrategia de observaci´on es rastrear c´ıclicamente el cielo en una serie de campos centrados en el tiempo sid´ereo local, separados por 1 hora de ascensi´on recta. Cada observaci´on tiene una duraci´on de aproximadamente 1 minuto. Esta estrategia produce curvas de luz con una cadencia t´ıpica de unos 8 minutos por campo. WASP ofrece fotometr´ıa de buena calidad con una precisi´on ≤1 % en el rango de magnitud V ∼9-12. 1

Siglas en ingles de: Wide Angle Search for Planets. Datos extra´ıdos de: http://www.superwasp.org/.

˜ 3.4 Companeros Sub-Estelares en Enanas Blancas

59

Como se mencion´o en el Cap´ıtulo 2, las caracter´ısticas de las Enanas Blancas permitir´ıan la b´usqueda de planetas cercanos a la estrella mediante la t´ecnica de tr´ansitos planetarios. Faedi et al (2011) llevaron a cabo extensas simulaciones para explorar la posibilidad de detectar eclipses y tr´ansitos de compa˜neros cercanos sub-estelares en Enanas Blancas, en curvas de luz de WASP. Sus simulaciones abarcan compa˜neros con radios en un rango 0,3 RT < R < 12 RT y periodos orbitales entre 2h < P < 15d, equivalentes a radios orbitales 0,003 UA < a < 0,1 UA. WASP es sensible a los tr´ansitos de compa˜neros tan peque˜nos como la Luna orbitando una Enana Blanca de magnitud V ∼12, por lo que se buscaron eclipses y se˜nales de tr´ansito en las curvas de luz de larga duraci´on de una muestra de 194 Enanas Blancas en el rango de magnitudes V ∼9–15. Dicha muestra, es resultante de una correlaci´on cruzada del cat´alogo de McCook & Sion y el archivo de WASP. En esta b´usqueda, no se encontr´o evidencia de compa˜neros sub-estelares. Sin embargo, se utiliz´o esta no-detecci´on y los resultados de las simulaciones para colocar l´ımites superiores provisionales a la frecuencia de tales objetos en o´ rbitas cercanas a Enanas Blancas. Mientras que solo pudieron colocarse l´ımites d´ebiles (y por lo tanto no u´ tiles) en la frecuencia probable de compa˜neros del tama˜no de la Tierra o m´as peque˜nos, se pudo establecer que las Enanas Marrones y los planetas gigantes (∼1 R JUP ) con per´ıodos 250 pc). El test K-S1 da una probabilidad de 0,172 de que estas distribuciones representen a la misma poblaci´on de objetos. La mediana de la distribuci´on de Enanas Blancas con disco es de 77,5 pc mientras que la correspondiente a la distribuci´on de Enanas Blancas sin disco es de 67 pc. Las distribuciones en magnitud V se presentan en el panel superior de la Figura 5.3. El test K-S da una probabilidad de 0,187 de que estas distribuciones representen una u´ nica poblaci´on de objetos. Las medianas de las distribuciones son 15,56 para las estrellas con disco y 14,89 para las estrellas sin disco. El test K-S para las distribuciones en magnitud K (panel inferior Figura 5.3), da una probabilidad de 10−3 de que estas distribuciones representen al mismo grupo de objetos. Las medianas de las distribuciones para los objetos con y sin disco son 15,77 y 14,74, respectivamente. El 1

El test K-S da un valor de probabilidad P de que 2 muestras sean iguales (P=1), o diferentes (P=0).

5.3 Comparaci´on de Caracter´ısticas de Enanas Blancas con y sin Discos

101

Figura 5.3: Distribuciones de magnitudes V (panel superior) y K (panel inferior) para las Enanas Blancas que forman la muestra. Al igual que en la Figura 5.2, las Enanas Blancas con disco se presentan con color violeta y las sin disco, con color azul.

102

Cap´ıtulo 5

hecho de que las Enanas con discos tengan mayores magnitudes en V y K, concuerda con que tambi´en, en promedio, son m´as lejanas.

Figura 5.4: Distribuciones de ´ındice de color H−K y W1−W2 para las Enanas Blancas con disco (color violeta) y sin disco (color azul).

5.3 Comparaci´on de Caracter´ısticas de Enanas Blancas con y sin Discos

103

Los histogramas de ´ındice de color H−K (panel superior Figura 5.4) muestran que las estrellas que poseen disco tienden a tener un mayor ´ındice de color que las estrellas sin disco. El test K-S da una probabilidad de 10−3 de que estas distribuciones representen un mismo grupo de objetos. La mediana de la distribuci´on de Enanas Blancas con disco es de 0,273 mientras que la correspondiente a la distribuci´on de Enanas Blancas sin disco es de 0,0135. El test K-S para las distribuciones de ´ındice de color W1−W2 (panel inferior Figura 5.4) da una probabilidad de 10−3 de que estas distribuciones representen a la misma poblaci´on de objetos. Las medianas de las distribuciones son 0,448 y −0,0425 para los objetos con y sin disco, respectivamente. Los discos de polvo reprocesan la radiaci´on proveniente de la estrella, y la re-emiten en longitudes de onda m´as largas (infrarrojo). Por este motivo, la raz´on por la cual las Enanas con discos poseen mayores ´ındices de color, es decir son m´as rojas, se debe probablemente a la presencia del disco. Adem´as, cuanto mayor es la longitud de onda, m´as facil es distinguir el contraste entre el disco y la estrella. Esto se ve reflejado en las diferencias entre los valores de las medianas, ya que el contraste de ambas sub-muestras es mayor en los filtros de WISE (infrarrojo medio) que en los de 2MASS (infrarrojo cercano).

Figura 5.5: Distribuci´on de metalicidades para las Enanas Blancas con disco (color violeta) y sin disco (color azul). Como se mencion´o en el Cap´ıtulo 3, un n´umero significativo de Enanas Blancas presentan l´ıneas de metales en sus espectros, siendo la idea m´as aceptada que esta atm´osfera contaminada es producto de la acreci´on de cuerpos rocosos menores. Al

104

Cap´ıtulo 5

analizar las distribuciones de metalicidades de las dos sub-muestras, que se exhiben en la Figura 5.5, se ve claramente que las Enanas Blancas con discos son m´as ricas en metales que las sin discos. El test K-S para las distribuciones da una probabilidad de 10−3 de que estas distribuciones representen a la misma poblaci´on de objetos. Las medianas de las distribuciones para las estrellas con y sin disco son respectivamente −6,9 y −8,915. Este resultado es consistente con la idea de que asteroides, cometas, etc. son destruidos tidalmente, formando y reponiendo estos discos.

5.3.2.

An´alisis Diagramas Color-Color

Mientras en el diagrama H−K vs. J−H (panel superior Figura 5.6) las Enanas con y sin disco pr´acticamente no se separan, en los diagramas W1−W2 vs. W2−W3 y H−W1 vs. J−H, si lo hacen. Como se mencion´o anteriormente, cuanto mayor es la longitud de onda, el contraste disco-estrella aumenta, por lo que en el diagrama H−K vs. J−H es entendible que las sub-muestras no se distingan, porque en el infrarrojo cercano domina la contribuci´on fotosf´erica de la estrella. Sin embargo, la combinaci´on de filtros entre el infrarrojo cercano (H) y medio (W1) facilita identificar potenciales Enanas Blancas con discos, ya que en el diagrama H−W1 vs. J−H (panel superior Figura 5.7), el 90 % de Enanas Blancas con disco presentan ´ındice de color H−W1 > 0,2 y el 80 % de las Enanas Blancas sin disco tienen ´ındice de Color H−W1 < 0,2. Este resultado es similar al obtenido por Barber et al. (2012), quienes encontraron 5 Enanas Blancas con discos, que presentan H−W1 > 0 (panel inferior Figura 5.7). Si bien los errores fotom´etricos son grandes, en el diagrama W1−W2 vs. W2−W3 (panel inferior Figura 5.6), se tiene tambi´en que estos grupos se separan, ya que el 70 % de las estrellas con disco tienen ´ındice de Color W1−W2 > 0 y el 71 % de las Enanas Blancas sin disco tienen ´ındice de Color W1−W2 < 0. Por lo tanto, en principio, los ´ındices de color H−W1 y W1−W2 pueden emplearse para identificar, mediante observaciones fotom´etricas, Enanas Blancas con disco ya que e´ stas en su gran mayor´ıa tienen ´ındices H−W1 > 0,2 y W1−W2 > 0.

5.3.3.

Otros An´alisis

En el panel superior de la Figura 5.8 (Temperatura vs. Metalicidad), se puede ver que se han detectado Enanas Blancas con disco en todo el rango de temperaturas, y estas tienen metalicidades log Ca/H > −9, 5. Este resultado extiende el trabajo realizado por Kilic et al. (2006). Estos autores encontraron que ninguno de los objetos detectados a temperaturas T > 16000 K y T < 14000 K presentan excesos infrarrojos, mientras que las tres Enanas Blancas con 10000 < T < 15000 K y log Ca/H < −7, 1 (G 29−38, GD 362 y GD 56) tienen discos de escombros a su alrededor (panel inferior

5.3 Comparaci´on de Caracter´ısticas de Enanas Blancas con y sin Discos

105

Figura 5.6: Diagramas Color-Color J−H vs. H−K y W1−W2 vs. W2−W3 (paneles superior e inferior, respectivamente). Al igual que en las Figuras anteriores, las Enanas Blancas con disco se presentan con rombos color violeta y las sin disco con rombos color azul, con sus respectivas incertezas. La l´ınea roja, corresponde al valor donde se produce la separaci´on entre los grupos.

de la Figura 5.8). En el panel superior de la Figura 5.9 (Temperatura vs. Color) nuevamente se puede ver que la mayor´ıa de las Enanas Blancas con disco tienen un mayor ´ındice de color H−K que las Enanas Blancas sin disco. Este resultado es similar al obtenido por Kilic

106

Cap´ıtulo 5

Figura 5.7: Diagramas Color-Color H−W1 vs. J−H. En el panel superior, se muestra el diagrama obtenido en este trabajo; al igual que en las Figuras anteriores, las Enanas Blancas con disco se presentan con color violeta y las sin disco con color azul, con sus respectivas incertezas. La l´ınea roja, corresponde al valor donde se produce la separaci´on entre los grupos. En el panel inferior, se presenta el diagrama obtenido por Barber et al. (2012). Los tri´angulos rojos corresponden a estrellas con discos, mientras que los puntos negros a estrellas sin discos. Notar las diferencias de escalas, tanto en abscisas como en ordenadas, en ambos paneles.

et al. (2006), quienes encontraron que G 29−38, GD 362 y GD 56 presentan un exceso

5.3 Comparaci´on de Caracter´ısticas de Enanas Blancas con y sin Discos

107

Figura 5.8: Temperatura vs. Metalicidad. En el panel superior, se muestra el diagrama obtenido en este trabajo; al igual que en la Figura 5.2, las Enanas Blancas con disco se presentan con color violeta y las sin disco, con color azul. En el panel inferior, se presenta el diagrama obtenido por Kilic et al. (2006). Los puntos y estrellas corresponden a estrellas sin discos, mientras que los puntos encerrados por c´ırculos, a estrellas con discos.

significativo en la banda K, respecto a otras Enanas Blancas que no presentan excesos infrarrojos (panel inferior de la Figura 5.9).

108

Cap´ıtulo 5

Figura 5.9: Temperatura vs. ´ındice de color H−K. En el panel superior, tenemos el diagrama obtenido en este trabajo; al igual que en la Figura 5.2, las Enanas Blancas con disco se presentan con rombos violeta y las sin disco con rombos azules, con sus respectivas incertezas. En el panel inferior, se presenta el diagrama obtenido por Kilic et al. (2006). Los objetos con nombre corresponden a estrellas con discos, mientras que los dem´as a estrellas sin discos.

5.4.

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

En esta secci´on, se comparan caracter´ısticas entre la sub-muestra formada por Enanas Blancas con excesos infrarrojos y estrellas de Secuencia Principal con discos debris (descriptas en el Cap´ıtulo 1). Para realizar esta comparaci´on, se buscaron

5.4 Comparaci´on entre Enanas Blancas y Estrellas de Secuencia Principal con Discos 109

magnitudes de la muestra de estrellas de Secuencia Principal analizada en el Cap´ıtulo 4 (Tabla 5.5). A continuaci´on, se presentan los resultados obtenidos.

Figura 5.10: Distribuciones de ´ındice de color H−K y W1−W2 para las Enanas Blancas (color violeta) y estrellas de Secuencia Principal (color verde) con disco.

110

Cap´ıtulo 5

5.4.1.

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

Las distribuciones de ´ındice de color H−K (panel superior Figura 5.10) indican que las Enanas Blancas con discos poseen un mayor ´ındice de color H−K que las estrellas de Secuencia Principal con discos. El test K-S da una probabilidad de 10−3 de que estas distribuciones representen la misma poblaci´on de objetos. La mediana de la distribuci´on de Enanas Blancas con disco es de 0,273 mientras que la correspondiente a la distribuci´on de estrellas de Secuencia Principal con discos es de 0,0475. Los histogramas de ´ındice de color W1−W2 (panel inferior Figura 5.10), muestran que las Enanas Blancas tambi´en tienen un mayor ´ındice de color W1−W2. El test K-S da una probabilidad de 10−3 de que estas distribuciones representen un mismo grupo de objetos. Las medianas de las distribuciones son respectivamente 0,448 y 0,237 para las Enanas Blancas y estrellas de Secuencia Principal. Los discos en Enanas Blancas y estrellas de Secuencia Principal, como se vi´o en el Cap´ıtulo 4, tienen radios promedios de 38,26 R y 59200 R respectivamente, y por lo tanto temperaturas de ∼1000 K y ∼100 K. Utilizando la ley de Wien, que relaciona la longitud de onda en que se produce el pico de emisi´on con la temperatura 0, 0028976 mK , T se encontr´o que estos discos en las Enanas Blancas tienen el m´aximo de emisi´on en 3 µm (infrarrojo medio) mientras que en las estrellas de Secuencia Principal, presentan m´aximos de emisi´on en 29 µm (infrarrojo lejano). Por lo tanto, estas diferencias en los ´ındices de color se deben probablemente a que los discos tienen distintas localizaciones y en consecuencia, temperaturas con un orden de magnitud de diferencia. λmax =

5.4.2.

An´alisis Diagramas Color-Color

En el diagrama Color-Color J−H vs. H−K (panel superior Figura 5.11) se puede notar que, si bien los errores son grandes, se insin´ua la diferencia entre los dos grupos, ya que el 88 % las Enanas Blancas con disco tiene ´ındice de Color H−K > 0,1 mientras que el 78 % de las estrellas de Secuencia Principal tiene ´ındice de Color H−K < 0,1. En el diagrama W1−W2 vs. W2−W3 (panel inferior Figura 5.11), estos dos grupos se diferencian completamente ya que el 100 % de las Enanas Blancas tienen ´ındice de Color W2−W3 > 1 y el 100 % de las estrellas de Secuencia Principal tienen ´ındice de Color W2−W3 < 1. Como ya se indic´o, estas diferencias podr´ıan deberse a que los discos son distintos ya que en Enanas Blancas son muy cercanos y por lo tanto calientes, en el mientras que en estrellas de Secuencia Principal son lejanos y fr´ıos. En el diagrama H−W1 vs. J−H (Figura 5.12), estas dos sub-muestras en principio son indistinguibles.

5.4 Comparaci´on entre Enanas Blancas y Estrellas de Secuencia Principal con Discos 111

Figura 5.11: Diagramas Color-Color J−H vs. H−K y W1−W2 vs. W2−W3 (paneles superior e inferior, respectivamente). Las Enanas Blancas se presentan con rombos color violeta y las estrellas de Secuencia Principal con rombos color verde, con sus respectivas incertezas. La l´ınea roja, corresponde al valor donde se produce la separaci´on entre los grupos.

112

Cap´ıtulo 5

Figura 5.12: Diagrama Color-Color H−W1 vs. J−H. Al igual que en las Figuras anteriores, las Enanas Blancas se presentan con color violeta y las estrellas de Secuencia Principal con color verde, con sus respectivas incertezas.

5.5.

S´ıntesis y Resultados

En este Cap´ıtulo, en primer lugar se analiz´o una muestra formada por un grupo de Enanas Blancas que presentan elementos pesados en sus atm´osferas. Dicha muestra, fue clasificada en estrellas con y sin disco seg´un presentaran excesos en sus SEDs o no. Las magnitudes de los cat´alogos 2MASS y WISE de estas sub-muestras se detallan en las Tablas 5.1 y 5.2, mientras que los par´ametros estelares se encuentran el las Tablas 5.3 y 5.4. Al comparar caracter´ısticas de estos dos grupos, si bien la muestra es peque˜na, surgieron algunas tendencias que merecen ser exploradas con mayor detalle, para lo cual habr´ıa que contar con un mayor n´umero de objetos. Las Enanas Blancas con discos, en promedio, resultaron ser m´as lejanas; esto concuerda con que tengan mayores magnitudes en V y K. Adem´as, tienden a tener mayores ´ındices de color H−K y W1−W2 (Figuras 5.4), o dicho de otra manera, son m´as rojas; esto se debe probablemente a la presencia del disco ya que el polvo en e´ l emite en el infrarrojo cercano y medio. Las diferencias entre los valores de las medianas, presentan mayor contraste en los filtros de WISE (infrarrojo medio) que en los de 2MASS (infrarrojo cercano); esto se debe a que cuanto mayor es la longitud de onda, m´as f´acil es distinguir el contraste entre el disco y la estrella. Claramente las Enanas Blancas con discos son m´as

5.5 S´ıntesis y Resultados

113

ricas en metales que las sin discos (Figura 5.5). Es decir, la presencia de discos parece correlacionar marcadamente con la metalicidad, lo cual sugiere un origen planetario de la misma de acuerdo a lo dicho en el Capitulo 3. Por lo tanto, las sub-muestras se separan bien en aquellos par´ametros que est´an relacionados con el disco, tales como metalicidades y colores. En el diagrama H−K vs. J−H (panel superior Figura 5.6) las Enanas con y sin disco pr´acticamente no se separan; esto se debe a que cuanto mayor es la longitud de onda, el contraste disco-estrella aumenta. Al analizar los diagramas H−W1 vs. J−H (panel superior Figura 5.7) y W1−W2 vs. W2−W3 (panel inferior Figura 5.6), aunque este u´ ltimo presenta errores fotom´etricos grandes, se ve que las dos sub-muestras se diferencian; del total del grupo formado por Enanas Blancas con disco, el 90 % presenta ´ındice de color H−W1 > 0,2, mientras que el 70 % tiene ´ındice de Color W1−W2 > 0. Por lo tanto, en futuras b´usquedas de candidatos, los ´ındices de color H−W1 y W1−W2 pueden emplearse para identificar, mediante observaciones fotom´etricas, Enanas Blancas con disco. Por u´ ltimo, se compararon caracter´ısticas entre el grupo de Enanas Blancas con disco y un conjunto de estrellas de Secuencia Principal que posee discos. Para realizar esta comparaci´on, se buscaron magnitudes de la muestra de estrellas de Secuencia Principal analizada en el Cap´ıtulo 4, y se construyeron histogramas y diagramas Color-Color. En ellos, se vi´o que las distribuciones de ´ındice de color muestran que las Enanas Blancas con anillos poseen un mayor ´ındice de color H−K y W1−W2 que las estrellas de Secuencia Principal con discos (Figura 5.10). En los diagramas Color-Color J−H vs. H−K y W1−W2 vs. W2−W3 (Figura 5.11), estos dos grupos se diferencian ya que del total de las Enanas Blancas con disco, el 88 % tienen ´ındice de Color H−K>0,1 y el 100 % tienen ´ındice de Color W2−W3>1. Sin embargo,en el diagrama H−W1 vs. J−H (Figura 5.12), estas dos sub-muestras en principio son indistinguibles. Estas diferencias en ´ındices de color encontradas entre el grupo de Enanas Blancas con disco y el conjunto de estrellas de Secuencia Principal con discos debris, se deben a las distintas caracter´ısticas de los discos. Con los valores de radio y temperatura medios, se encontr´o que los discos en Enanas Blancas tienen el m´aximo de emisi´on en 3 µm (infrarrojo medio) mientras que los discos en estrellas de Secuencia Principal, presentan m´aximos de emisi´on en 29 µm (infrarrojo lejano). Es decir, los discos en Enanas Blancas al ser mucho m´as cercanos y calientes, son detectados f´acilmente en en infrarrojo medio (por ejemplo, presentan mayor ´ındice de color W2−W3). Por el contrario, los discos de escombros, son m´as grandes y distantes de la fuente central, por lo que la mayor emisi´on de estas estrellas de Secuencia Principal con discos est´a en el lejano infrarrojo y sub-milim´etrico.

114

Cap´ıtulo 5

Tabla 5.1: Magnitudes de las Enanas Blancas con disco

Nombre WD 0106−328 WD 0110−565 WD 0146+187 WD 0249−052 WD 0300−013 WD 0307+077 WD 0408−041 WD 0420−731 WD 0420+520 WD 0435+410 WD J0738+1835 WD 0836+404 WD 0842+231 WD 0843+516 WD J0959−0200 WD 1015+161 WD 1041+091 WD 1046−017 WD 1116+026 WD 1124−293 WD 1150−153 WD J1221+1245 WD 1226+110 WD 1349−230 WD 1448+411 WD 1456+298 WD 1457−086 WD 1541+650 WD J1557+0916 WD J1617+1620 WD 1729+371 WD 1929+012 WD 2115−560 WD 2221−165 WD 2326+049

J

H

K

W1

W2

W3

15,799 16,256 15,885 15,870 15,116 16,235 16,585 18,320 16,131 14,752 14,782 16,038 18,430 16,041 15,604 18,820 16,162 14,663 13,132

15,528 16,249 15,897 15,991 15,254 15,958 16,481 18,170 16,120 14,730 14,710 15,926 18,390 16,212 15,912 19,030 16,070 14,545 13,075

15,358 15,735 15,621 15,440 14,901 16,484 16,543 17,620 16,003 14,611 14,602 16,119 18,010 15,614 15,429 18,350 15,604 14,454 12,689

16,920 14,676 16,449 15,268 13,906 14,864 15,161 16,883 15,549 16,644 14,236 14,772 14,623 16,415 15,567 15,698 14,470 15,979 14,683 16,358 14,915 13,590 13,638 11,518

16,929 14,014 16,068 14,923 13,014 14,658 14,717 16,351 15,048 16,935 13,759 14,952 13,676 16,458 14,868 15,218 14,261 16,169 13,860 15,821 14,077 13,138 13,100 10,721

12,745 12,204 12,682 12,680 11,501 12,455 12,275 12,514 12,226 12,299 11,735 11,977 11,782 12,430 12,569 12,788 11,769 12,452 12,914 12,611 11,531 11,736 11,581 8,961

5.5 S´ıntesis y Resultados

115

Tabla 5.1: Continuaci´on. Magnitudes de las Enanas Blancas con disco

Nombre WD 2329+407 SDSS J0004−0340 SDSS J0746+1734 SDSS J0836+3742 SDSS J1010+6155 SDSS J2317−0840

J

H

K

W1

W2

W3

16,050 17,260 18,030 18,090 17,420

16,010 17,370 18,050 17,950 17,370

15,800 17,290 17,920 17,680 16,920

15,400 16,500 17,000 16,340 16,500

15,510 16,700 17,000 16,500 16,100

12,500 12,100 12,400 13,200 12,400

116

Cap´ıtulo 5

Tabla 5.2: Magnitudes de las Enanas Blancas sin disco

Nombre WD 0002+729 WD 0005+511 WD 0032−175 WD 0046+051 WD 0047+190 WD 0125−236 WD 0129+246 WD 0208+396 WD 0235+064 WD 0243−026 WD 0245+541 WD 0322−019 WD 0354+463 WD 0455−282 WD 0517+771 WD 0543+579 WD 0552−041 WD 0621−376 WD 0843+358 WD 0845−188 WD 0846+346 WD 1011+570 WD 1056+345 WD 1107+265 WD 1129+373 WD 1202−232 WD 1257+278 WD 1337+705 WD 1352+004 WD 1403−010 WD 1411+218 WD 1459+821 WD 1545+244 WD 1626+368 WD 1633+433

J

H

K

W1

W2

W3

14,615 13,948 16,070 11,688 16,330 13,830 15,690 14,679 13,870 14,761 13,594 14,683 16,476 15,524 13,047 12,849 14,678 16,234 15,041 15,028 15,673 16,192 16,664 12,402 15,132 13,248 16,024 16,027 10,903 15,150 13,637 13,991

14,597 14,135 16,080 11,572 13,670 15,790 14,589 13,540 14,439 13,084 14,845 16,181 15,446 12,860 12,964 14,628 16,127 14,827 15,158 15,541 15,938 17,701 12,301 14,977 13,357 16,186 16,357 10,311 15,350 13,650 13,773

14,758 14,186 17,000 11,498 13,600 15,860 14,477 13,470 14,378 12,727 14,720 15,940 15,341 12,777 12,549 14,592 15,518 14,900 15,464 15,757 16,049 17,038 12,342 14,986 13,451 16,188 15,888 10,098 15,240 13,570 13,607

14,429 14,808

14,582 14,874

13,083 12,455

16,044 16,051 12,540 17,599 16,830 12,730 17,961 17,081 12,637 10,722 10,569 10,312 14,465 14,549 12,921 13,366 13,352 11,905 12,575 12,358 11,770 14,690 14,703 12,369 16,416 16,415 12,636 15,592 16,068 12,611 13,173 13,223 12,549 14,600 14,728 12,624 15,487 15,543 12,316 14,964 14,851 11,707 15,227 15,233 12,684 15,727 15,770 12,252 16,418 16,602 12,533 17,295 16,615 12,643 12,318 12,343 11,731 14,971 15,105 12,597 13,490 13,537 12,403 16,277 16,279 12,277 16,321 16,598 12,842 9,925 9,762 9,604 15,376 15,765 13,107 15,919 15,967 12,465 13,587 13,576 12,503 13,643 13,670 12,578

5.5 S´ıntesis y Resultados

117

Tabla 5.2: Continuaci´on. Magnitudes de las Enanas Blancas sin disco

Nombre WD 1653+385 WD 1709+230 WD 1822+410 WD 1858+393 WD 1940+374 WD 2032+248 WD 2058+342 WD 2105−820 WD 2111+498 WD 2129+004 WD 2130−047 WD 2147+280 WD 2149+021 WD 2216−657 WD 2222+683 WD 2234+064 WD 2331−475

J

H

K

W1

W2

W3

15,533 15,360 14,609 15,533 14,877 12,039 15,744 13,478 13,755 14,894 14,919 14,715 13,203 14,538 16,070 16,489 14,127

15,351 15,410 14,664 15,441 14,861 12,072 15,848 13,450 13,791 15,050 15,009 14,841 13,286 14,504 16,080 17,373 14,253

15,267 15,450 14,702 15,248 15,096 12,186 15,568 13,530 13,982 15,217 15,165 14,878 13,392 14,527 17,000 17,035 14,296

15,138 15,564 14,790 14,973 12,210 16,422 13,465

15,200 15,921 14,927 14,990 12,294 17,510 13,478

12,271 12,782 12,872 12,961 12,130 12,765 12,817

15,117 15,210 14,967 13,385 14,522 15,919 16,547 14,496

15,187 15,080 15,038 13,379 14,564 15,908 16,931 14,521

12,399 12,377 12,780 12,329 12,645 12,994 11,908 12,537

118

Cap´ıtulo 5

Tabla 5.3: Par´ametros de las Enanas Blancas con disco

Nombre

T [K]

D [pc]

log Ca/H

V

WD 0106−328 WD 0110−565 WD 0146+187 WD 0249−052 WD 0300−013 WD 0307+077 WD 0408−041 WD 0420−731 WD 0420+520 WD 0435+410 WD J0738+1835 WD 0836+404 WD 0842+231 WD 0843+516 WD J0959−0200 WD 1015+161 WD 1041+091 WD 1046−017 WD 1116+026 WD 1124−293 WD 1150−153 WD J1221+1245 WD 1226+110 WD 1349−230 WD 1448+411 WD 1456+298 WD 1457−086 WD 1541+650 WD J1557+0916 WD J1617+1620 WD 1729+371 WD 1929+012 WD 2115−560 WD 2221−165 WD 2326+049

15700 19200 11500 17823 15300 10200 14400 17653 24301 17280 13600 11712 18600 23870 13280 19948 17912 14266 12290 9400 12800 12250 22020 18200 13571 7266 21450 11880 22810 13432 9740 20890 9700 10100 11820

48 104 74 72 79 76 50 120 59 85 203 91 183 75 38 33,6 85 180 142 120 80 29 110 55 566 122 25 55 22 14

−5,8 −7,9 −5,8 −6 −7,6 −7,1 −7,5 −6,2 −6,9 −7 −6,3 −7,3 −8,53 −6,7 −7,5 −5,76 −8 −9,31 −6,1 15,4 −5,7 −5,2 −6,1 −7,6 −7,6 −6,9

15,500 15,560 15,500 16,070 14,570 15,020 16,000 16,300 15,600 15,770 16,230 14,200 14,280 13,040

5.5 S´ıntesis y Resultados

119

Tabla 5.3: Continuaci´on. Par´ametros de las Enanas Blancas con disco

Nombre

T [K]

D [pc]

log Ca/H

V

WD 2329+407 SDSS J0004−0340 SDSS J0746+1734 SDSS J0836+3742 SDSS J1010+6155 SDSS J2317−0840

13900 6887 9282 7798 7252 6862

33 51 66 116 94 124

-

16,730 -

120

Cap´ıtulo 5

Tabla 5.4: Par´ametros de las Enanas Blancas sin disco

Nombre

T [K]

D [pc]

log Ca/H

V

WD 0002+729 WD 0005+511 WD 0032−175 WD 0046+051 WD 0047+190 WD 0125−236 WD 0129+246 WD 0208+396 WD 0235+064 WD 0243−026 WD 0245+541 WD 0322−019 WD 0354+463 WD 0455−282 WD 0517+771 WD 0543+579 WD 0552−041 WD 0621−376 WD 0843+358 WD 0845−188 WD 0846+346 WD 1011+570 WD 1056+345 WD 1107+265 WD 1129+373 WD 1202−232 WD 1257+278 WD 1337+705 WD 1352+004 WD 1403−010 WD 1411+218 WD 1459+821 WD 1545+244 WD 1626+368 WD 1633+433

13750 47083 9235 6215 16600 16400 14800 7200 11420 6798 5190 5310 7800 63540 13250 8142 5060 48333 17103 17450 7373 18000 12000 14850 12800 8567 8600 20970 14200 15600 15000 15000 12700 8640 6600

4,41 75 102 21 88 95 54 78 93 75 81 43 53 65 -

−11,40 −10,20 −10,00 −6,10 −8,83 −9,00 −9,90 −12,70 −9,80 −8,33 −10,30 −9,60 −9,40 −9,80 −8,04 −6,70 −8,65 −8,63

14,350 13,320 15,650 12,374 15,440 15,370 14,500 15,090 15,380 15,500 16,220 15,520 13,950 16,000 14,450 12,420 14,810 15,682 15,710 15.500 15,580 15,890 16.230 12,790 15,400 12,773 15.720 15,800 14,380 14,880 15,400 13,850 14,830

5.5 S´ıntesis y Resultados

121

Tabla 5.4: Continuaci´on. Par´ametros de las Enanas Blancas sin disco

Nombre

T [K]

D [pc]

log Ca/H

V

WD 1653+385 WD 1709+230 WD 1822+410 WD 1858+393 WD 1940+374 WD 2032+248 WD 2058+342 WD 2105−820 WD 2111+498 WD 2129+004 WD 2130−047 WD 2147+280 WD 2149+021 WD 2216−657 WD 2222+683 WD 2234+064 WD 2331−475

5900 19250 14350 9470 16900 20039 11900 10200 34386 14000 18200 11000 17938 12082 15300 21500 50400

69 50 57 40 55 35 72 125 -

−7,90 −8,15 −7,80 −8,60 −7,70 −9,10 -

15,860 14,900 14,390 15,630 14,510 11,546 15,700 13,500 13,090 14,674 14,500 14,680 12,743 14,430 15,650 16.260 13,460

122

Cap´ıtulo 5

Tabla 5.5: Magnitudes de las estrellas de Secuencia Principal con disco

Nombre 49 Cet HD 10647 Tau Ceti Gamma Tri HD 15115 HD 15745 Zeta 02 Ret Epsilon Eri HD 27290 HD 32297 Zeta Lep Beta Pic HD 53143 HD 61005 HD 71155 HD 92945 Beta UMa Beta Leo HD 107146 Eta Crv HR 4796A Rho Vir HD 115617 Lambda Boo GJ 581 HD 139006 HD 139664 HD 146897 Gamma Oph 99 Her Vega HD 181296 HD 181327 HD 181869 HD 191089

J

H

K

W1

W2

W3

5,487 5,528 5,458 5,471 5,302 5,340 4,790 4,400 4,340 4,171 3,913 4,220 2,150 1,800 1,794 3,802 3,862 3,958 3,952 3,643 3,989 6,028 5,863 5,822 5,814 5,646 5,778 6,696 6,608 6,547 6,544 6,520 6,503 4,270 3,874 3,860 2,228 1,880 1,776 −0,792 −0,146 1,748 3,683 3,469 3,514 3,487 3,188 3,497 7,687 7,624 7,594 7,595 7,629 6,924 3,390 3,314 3,286 3,347 2,991 3,221 3,670 3,540 3,530 3,484 3,182 2,597 5,459 5,097 4,987 4,959 4,698 4,980 6,905 6,578 6,458 6,448 6,369 6,416 4,117 4,090 4,079 3,927 3,556 3,925 6,176 5,770 5,660 5,613 5,509 5,629 2,269 2,359 2,285 1,156 0,845 2,461 1,850 1,920 1,900 0,461 0,129 2,056 5,867 5,611 5,540 5,522 5,357 5,540 3,609 3,372 3,370 2,685 2,912 3,308 5,784 5,794 5,769 5,368 5,399 5,024 4,986 4,761 4,678 3,334 2,974 2,956 3,980 4,030 3,910 6,706 6,095 5,837 2,250 2,390 2,210 0,942 0,935 2,263 4,023 3,732 3,802 3,681 3,087 3,650 8,062 7,854 7,800 7,757 7,758 7,460 3,587 3,661 3,622 3,677 3,356 3,646 3,459 3,242 3,107 3,587 3,263 3,578 −0,180 −0,030 0,130 5,100 5,150 5,010 5,059 4,822 4,725 6,200 5,980 5,910 5,887 5,810 5,894 4,173 4,195 4,195 4,246 3,994 4,299 6,321 6,091 6,076 6,062 5,882 5,995

5.5 S´ıntesis y Resultados

123

Tabla 5.5: Continuaci´on. Magnitudes de las estrellas de Secuencia Principal con disco

Nombre AU Mic HD 202628 HD 207129 Fomalhaut HR 8799

J

H

5,436 5,627 4,720 1,040 5,383

4,831 5,325 4,306 0,940 5,280

K

W1

W2

4,529 4,449 4,008 5,260 5,299 5,026 4,236 4,116 3,817 0,940 −1,472 −0,750 5,240 5,194 5,045

W3 4,313 5,220 4,156 1,111 5,214

Conclusiones En este Trabajo Especial de la Licenciatura en Astronom´ıa, se present´o el estudio de un grupo de Enanas Blancas que presentan excesos infrarrojos en sus SEDs, con el fin de entender qu´e sucede con los planetas en las etapas finales de las estrellas como el Sol. En el Cap´ıtulo 1, se vieron las distintas etapas que atraviesan las estrellas a lo largo de su vida. El Cap´ıtulo 2 estuvo centrado en las Enanas Blancas, tanto en sus caracter´ısticas, como en la variaci´on de su zona de habitabilidad. En el Cap´ıtulo 3, se mostraron los resultados presentes en la literatura referidos a la b´usqueda y detecci´on de planetas y discos en estrellas evolucionadas y se hizo hincapi´e en los indicios indirectos de la presencia de sistemas planetarios en Enanas Blancas. En el Cap´ıtulo 4 se realiz´o el modelado de las SEDs de 29 de Enanas Blancas con excesos infrarrojos, mediante el c´odigo de Wolf & Hillenbrand (2003). Como resultado, se obtuvo que estos discos en la mayor´ıa de los casos tienen un aint dado por el radio de sublimaci´on del polvo, poseen un aext medio de ∼ 38,26 R y una M polvo media ∼ 3,18 × 10−5 MC e´res . En el caso particular de WD 1150−153, no se logr´o realizar un ajuste aceptable de la SED utilizando este modelo, por lo que se decidi´o ajustar una planckeana. Analizando las caracter´ısticas de e´ sta, se ve que podr´ıa tratarse de un sistema binario formado por una Enana Blanca y una Enana Marr´on. Otra posibilidad, es que esta estrella posea un disco o´ pticamente grueso y, por lo tanto, el modelo utilizado no logra realizar un buen ajuste de la SED. Posteriormente, se calcul´o la zona de habitabilidad utilizando el modelo de temperatura constante, para estas Enanas Blancas (con excepci´on de WD 1150−153). Al comparar la ubicaci´on de esta regi´on y los discos presentes en estas estrellas, se determin´o que hay casos en los que existe una superposici´on y casos en los que no. En estos u´ ltimos, dicha regi´on no se encuentra muy alejada de estos discos de polvo. Adem´as, se compararon las dimensiones y masas obtenidas para estos discos de Enanas Blancas, con las caracter´ısticas de los discos presentes en estrellas de Secuencia Principal y se obtuvo que los discos en Enanas Blancas son considerablemente de menor tama˜no y menos masivos que los discos de estrellas de Secuencia Principal. Por u´ ltimo, con los valores medios de radio externo y distancia, se calcul´o el tama˜no angular medio de estos discos presentes en Enanas Blancas, siendo el valor obtenido δ = 0,18”. Los

Conclusiones

125

grandes telescopios, con o´ ptica adaptativa, pueden alcanzar alt´ısimas resoluciones, sin embargo tienen un l´ımite de sensibilidad relativamente bajo, por lo que t´ecnicamente es muy dif´ıcil obtener im´agenes directas de estos discos. Esto implica que, por el momento, s´olo se puede caracterizar a los mismos a partir del modelado de las SEDs. En el Cap´ıtulo 5, en primer lugar se analiz´o una muestra formada por un grupo de Enanas Blancas que presentan elementos pesados en sus atm´osferas. Dicha muestra, fue clasificada en estrellas con y sin disco seg´un presentaran excesos en sus SEDs o no. Al comparar caracter´ısticas de estos dos grupos, si bien la muestra es peque˜na, surgieron algunas tendencias que merecen ser exploradas con mayor detalle, para lo cual habr´ıa que contar con un mayor n´umero de objetos. Las Enanas Blancas con discos, en promedio, resultaron ser m´as lejanas; esto concuerda con que tengan mayores magnitudes en V y K. Adem´as, tienden a tener mayores ´ındices de color H−K y W1−W2 y claramente son m´as ricas en metales, lo cual sugiere un origen planetario de estos elementos. En el diagrama H−K vs. J−H, las Enanas con y sin disco pr´acticamente no se separan, mientras que en los diagramas H−W1 vs. J−H y W1−W2 vs. W2−W3, aunque este u´ ltimo presenta errores fotom´etricos grandes, se ve que las dos sub-muestras se diferencian. Estas diferencias en ´ındice de color se deben a que cuanto mayor es la longitud de onda, m´as f´acil es distinguir el contraste entre el disco y la estrella. Por lo tanto, en futuras b´usquedas de candidatos, los ´ındices de color H−W1 y W1−W2 pueden emplearse para identificar, mediante observaciones fotom´etricas, Enanas Blancas con disco. Por u´ ltimo, se compararon caracter´ısticas entre el grupo de Enanas Blancas con disco y un conjunto de estrellas de Secuencia Principal que posee discos. Las distribuciones de ´ındice de color muestran que las Enanas Blancas con anillos poseen un mayor ´ındice de color H−K y W1−W2 que las estrellas de Secuencia Principal con discos. En los diagramas Color-Color J−H vs. H−K y W1−W2 vs. W2−W3, estos dos grupos se diferencian claramente. Estas diferencias en ´ındices de color encontradas entre el grupo de Enanas Blancas con disco y el conjunto de estrellas de Secuencia Principal con discos debris, se deben a las distintas caracter´ısticas de los discos. Los discos en Enanas Blancas al ser mucho m´as cercanos y calientes, son detectados f´acilmente en en infrarrojo medio (por ejemplo, presentan mayor ´ındice de color W2−W3). Por el contrario, los discos de escombros, son mas grandes y distantes de la fuente central, por lo que la mayor emisi´on de estas estrellas de Secuencia Principal con discos est´a en el lejano infrarrojo y sub-milim´etrico. Como se discuti´o en este trabajo, diversos estudios evidencian la presencia de planetas en estrellas muy evolucionadas. Lo que falta entender a´un es si estos planetas han acompa˜nado a las estrellas desde su juventud o se formaron en las u´ ltimas etapas. Si bien todav´ıa no fueron encontrados planetas alrededor de Enanas Blancas (etapa final del Sol), el hecho de que algunas presentan excesos infrarrojos asociados a dis-

126

Conclusiones

cos circunestelares, indica que habr´ıa objetos planetarios muy cerca de estas estrellas. Estos cuerpos planetesimales, a trav´es de colisiones, estar´ıan produciendo el polvo detectado. Incluso, como se mostr´o, algunos de estos discos (por ende los planetas) estar´ıan en la zona de habitabilidad durante un periodo, lo cual hace de estos objetos muy interesantes para continuar su estudio.

Perspectivas Futuras El pr´oximo paso, es ampliar el n´umero de Enanas Blancas con excesos infrarrojos, para poder modelar las SEDs de la mayor cantidad posible de estas estrellas y hacer un an´alisis m´as completo de las caracter´ısticas de los discos. Adicionalmente, una muestra estad´ısticamente significativa permitir´ıa confirmar o descartar los resultados iniciales encontrados en el Cap´ıtulo 5. Se propone hacer hincapi´e en los objetos australes con la finalidad de iniciar un programa sistem´atico para la detecci´on de tr´ansitos en un grupo de Enanas Blancas con discos. Durante el presente a˜no se han realizado una serie de experimentos en la Estaci´on Astrof´ısica de Bosque Alegre para definir una estrategia de observaci´on adecuada a tal fin.

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