Explorando la formación de enanas blancas de carbono-oxígeno ultramasivas


Las estrellas enanas blancas (WD) son los miembros más numerosos del cementerio estelar. Está ampliamente aceptado que más del 97% de las estrellas del universo evolucionarán a WD. Estos numerosos objetos se consideran una poderosa herramienta para comprender la formación y evolución de las estrellas, la historia de nuestra galaxia y las poblaciones estelares.

En un estudio publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, un grupo de investigación dirigido por el profesor asistente Wu Chengyuan de los Observatorios de Yunnan de la Academia de Ciencias de China investigó la formación de enanas blancas de carbono y oxígeno ultramasivas (UMCOWD).

Según los modelos de evolución estelar, las WD con masas inferiores a aproximadamente 0,45 M⊙ son WD de helio (He), y las que tienen masas entre 0,45 y 1,05 M⊙ son WD de carbono-oxígeno (CO). Los WD con masas superiores a 1,05 M⊙ pueden albergar núcleos de oxígeno-neón (ONe) y, por lo general, se denominan WD ultramasivos (UMWD).

«Los UMWD desempeñan un papel clave en nuestra comprensión de las explosiones de supernova de tipo Ia, la aparición de procesos físicos en la fase de rama gigante asintótica, la existencia de WD magnéticos de alto campo y la aparición de fusiones de WD dobles», dijo Wu.

Recientemente, los datos de Gaia han revelado una mejora de los UMWD en el diagrama de Hertzsprung-Russell, lo que indica que puede existir un mecanismo adicional de retraso del enfriamiento, como la cristalización y la sedimentación elemental, en los UMWD. Otros estudios han sugerido que algunos UMWD deberían haber experimentado retrasos de enfriamiento bastante largos, lo que implica que son CO WD. Sin embargo, el mecanismo de formación de estos UMCOWD aún no está claro.

En este estudio, los investigadores investigaron si las fusiones de CO WD masivos con He WD pueden evolucionar a UMCOWD. Los resultados de las simulaciones dinámicas en 3D en las fusiones de doble WD muestran que la fusión de doble WD es un proceso muy rápido que puede formar una corona caliente en la WD primaria. «Para construir las estructuras iniciales de los remanentes de la fusión, adoptamos el método de acumulación rápida para simular el proceso de fusión en modelos 1D y obtuvimos estructuras remanentes similares a las de los modelos 3D», dijo Wu.

Después de construir las estructuras de los remanentes de la fusión, los investigadores encontraron que la evolución posterior a la fusión de los remanentes es similar a las estrellas R Coronae Borealis (R CrB). La quema de helio de la capa de He conduce al crecimiento masivo del núcleo de CO. La masa final de CO WD está influenciada por la tasa de pérdida de masa del viento durante la evolución posterior a la fusión y no puede exceder los 1,2 M⊙. Los remanentes con masas centrales superiores a 1,2 M⊙ experimentarán una ignición de carbono en la superficie, que finalmente puede acabar con su vida como ONe WD.

Los resultados actuales implican que al menos algunos UMWD que experimentan retrasos de enfriamiento extralargos pueden deberse a la fusión de CO WD y He WD.

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