Etapas Finales de los Sistemas Planetarios Extra-Solares

Presentado ante la Facultad de Matemática, Astronomı́a y Fı́sica
como parte de los requerimientos para obtener el tı́tulo de
Licenciada en Astronomı́a de la
Universidad Nacional de Córdoba
Etapas Finales de los Sistemas
Planetarios Extra-Solares
Leila Yamila Saker
Directoras: Dra. Mercedes Gómez
Dra. Carolina Chavero
Diciembre, 2013
c Famaf - UNC
Clasificación:
97.20.Rp Faint blue stars (including blue stragglers), white dwarfs, degenerate
stars, nuclei of planetary nebulae (for planetary nebulae, see 98.38.Ly
or 98.58.Li)
97.60.-s Late stages of stellar evolution (including black holes)
97.82.Fs Substellar companions; planets
97.82.Jw Infrared excess; debris disks; protoplanetary disks; exo-zodiacal dust
Palabras Clave: Enanas blancas, estrellas evolucionadas, exceso infrarrojo, discos
debris, compañeros sub-estelares.
Resumen
Existen algunas evidencias observacionales (lı́neas de metales en sus atmósferas y
exceso infrarrojo asociado a un disco de polvo) que sugieren la existencia de sistemas
planetarios en Enanas Blancas. El estudio de estas evidencias podrı́a proporcionar
indicios sobre las etapas finales de los sistemas planetarios y en particular, de nuestro
propio Sistema Solar. En este Trabajo Final de Licenciatura, se realizó el modelado de
las distribuciones espectrales de energı́a de un grupo de estas estrellas, con el propósito
de caracterizar estos discos. Posteriormente, se comparó la ubicación de los discos
con la zona de habitabilidad de cada Enana Blanca y se determinó que hay casos
en los que existe una superposición. Además, se obtuvo que los discos en Enanas
Blancas son de menores dimensiones y menos masivos que los discos de estrellas de
Secuencia Principal. Por último, se realizó un estudio comparativo de las propiedades
de Enanas Blancas con y sin excesos infrarrojos, y entre Enanas Blancas y estrellas de
Secuencia Principal con discos, y se vió que las Enanas Blancas con discos tienden a
tener mayores ı́ndices de color.
Agradecimientos
A mi familia, por acompañarme a lo largo de toda la carrera...
A mis directoras, Mercedes y Carolina, por el gran apoyo recibido para realizar
este trabajo...
A mis amigos, ya sea de la carrera o de la vida, por todos los momentos compartidos...
Índice general
Resumen
i
Agradecimientos
ii
Introducción
2
1. Evolución Estelar
1.1. Introducción . . . . . . . . . . . . .
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. Cúmulos Estelares . . . . .
2. Enanas Blancas
2.1. Introducción . . . . . .
2.2. Caracterı́sticas . . . . .
2.3. Estructura Interna . . .
2.4. Atmósfera . . . . . . .
2.5. Clasificación Espectral
2.6. Zona de Habitabilidad .
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3. Planetas y Discos en Estrellas Evolucionadas
3.1. Introducción . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.2. Planetas en Gigantes Rojas . . . . . . . . . .
3.3. Planetas y Discos en Púlsares . . . . . . . . .
3.4. Compañeros Sub-Estelares en Enanas Blancas
3.4.1. Binarias Cataclı́smicas . . . . . . . .
iii
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44
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52
52
3.4.2. PSR B1620−26 . . . . . . . . . . . . . . . .
3.4.3. Sistemas Enana Blanca+Enana Marrón . . .
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 Energı́a de Enanas Blancas
con Discos Debris
4.1. Introducción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
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. Ubicación de Discos vs. Zona de Habitabilidad . . . . . . . . . . . .
4.4.1. Modelo Utilizado . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.4.2. Resultados Obtenidos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.5. Comparación de Parámetros 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. Sı́ntesis 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. Introducción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.2. Muestra Analizada . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.3. Comparación de Caracterı́sticas de Enanas Blancas con y sin Discos .
5.3.1. Distribución de Distancias, Magnitudes, Índices de Color y
Metalicidad . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.3.2. Análisis Diagramas Color-Color . . . . . . . . . . . . . . . .
5.3.3. Otros Análisis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.4. Comparación entre Enanas Blancas y Estrellas de Secuencia Principal
con Discos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
5.4.1. Distribución de Índices de Color H−K y W1−W2 . . . . . . .
5.4.2. Análisis Diagramas Color-Color . . . . . . . . . . . . . . . .
5.5. Sı́ntesis y Resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
108
110
110
112
Conclusiones
124
98
98
98
99
100
104
104
Perspectivas Futuras
127
Referencias
128
Introducción
De los más de 950 sistemas planetarios conocidos al presente, aproximadamente,
70 están asociados con estrellas que están transitando las etapas finales de su evolución. Si bien se han detectado planetas en Estrellas Gigantes, en Variables Cataclı́smicas (estrellas binarias constituidas por una Enana Blanca y una Enana Roja) y en
Púlsares, al presente no hay aún ningún planeta confirmado alrededor de Enanas Blancas, objetos que representan la etapa evolutiva final de estrellas como el Sol. Sin embargo, existen algunas evidencias observacionales que sugieren la existencia de sistemas planetarios en estas estrellas. Tanto las lı́neas de metales que contaminan las
atmósferas de algunas Enanas Blancas, como ası́ también la presencia de discos de
polvo alrededor de ellas podrı́an ser el resultado de la destrucción tidal de asteroides,
cometas y cuerpos rocosos menores como planetesimales o planetas. El estudio de estas evidencias podrı́a, eventualmente, proporcionar indicios sobre las etapas finales de
los sistemas planetarios extrasolares y en particular, de nuestro propio Sistema Solar.
En este Trabajo Especial de Licenciatura, se propone caracterizar en forma sistemática los excesos infrarrojos detectados en Enanas Blancas. Para ello, se realizó una
intensa búsqueda en la literatura y en catálogos, con el fin de identificar todas las
Enanas Blancas conocidas al presente, que presentan discos de polvo. De esta muestra, se seleccionaron 29 objetos, a los cuales se les realizó el modelado de sus distribuciones espectrales de energı́a, mediante el código de Wolf & Hillenbrand (2003).
Posteriormente, se comparó la ubicación de los discos con la zona de habitabilidad
de cada Enana Blanca y se compararon las dimensiones y masas de estos discos con
las caracterı́sticas de discos de tipo debris presentes en estrellas de Secuencia Principal. Por último, se realizó un estudio estadı́stico y comparativo de las propiedades de
Enanas Blancas con y sin excesos infrarrojos, que muestran lı́neas de metales en sus
atmósferas, con el fin de investigar posibles diferencias entre ambas muestras.
En el Capı́tulo 1, se analizan las distintas etapas que atraviesan las estrellas y el
tiempo que les lleva completar su ciclo, desde su formación hasta su muerte, dependiendo de la masa inicial que poseen. En el Capı́tulo 2, se detallan las caracterı́sticas
de las Enanas Blancas; además se define la zona de habitabilidad y se ve como varı́a
dicha región con la edad para estas estrellas. En el Capı́tulo 3, se muestran los resul2
Introducción
3
tados encontrados en la literatura referidos a la búsqueda y detección de planetas y
discos en estrellas evolucionadas, haciendo hincapié en los indicios indirectos de la
presencia de sistemas planetarios en Enanas Blancas. En el Capı́tulo 4, se presentan
el modelado de las distribuciones espectrales de energı́a de las Enanas Blancas que
presentan discos (o más precisamente excesos en sus distribuciones espectrales de energı́a), la comparación tanto con la zona de habitabilidad como con discos en estrellas
de Secuencia Principal y los resultados obtenidos. En el Capı́tulo 5, se muestra un estudio comparativo de las propiedades de Enanas Blancas con y sin excesos infrarrojos,
y entre Enanas Blancas y estrellas de Secuencia Principal con discos; por último, se
presentan los resultados obtenidos.
Capı́tulo 1
Evolución Estelar
1.1.
Introducción
Se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que experimenta una
estrella a lo largo de su existencia. Las fases que atraviesan las estrellas y el tiempo
que les lleva completar su ciclo, desde su formación hasta su muerte, dependen de
las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares, de su composición quı́mica
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 años, mientras que estrellas más
masivas van a finalizar su evolución como Estrellas de Neutrones o Agujeros Negros,
en un lapso de 5×106 años (Figura 1.1).
Ası́, la evolución de las estrellas puede describirse como una competencia entre la fuerza gravitatoria que tiende a comprimir la estrella y la nuclear que tiende a
oponerse a esa contracción a través de la presión térmica resultante de las reacciones
nucleares. La etapa en la cual ambas tienden a equilibrarse se denomina Secuencia
Principal, y es la fase evolutiva más estable que tienen estos objetos. Teniendo esto en
cuenta, podemos separar a la evolución estelar en tres etapas: Pre-Secuencia Principal
(Sección 1.2), Secuencia Principal (Sección 1.3) y Post-Secuencia Principal (Sección
1.4). Analizando el diagrama de Hertzsprung-Russell, se puede estudiar la evolución
estelar (Sección 1.5).
1.2.
Pre-Secuencia Principal
El modelo estándar de formación de una estrella individual de baja masa, establece
que las estrellas se forman a partir del colapso gravitatorio de núcleos densos en nubes
moleculares, formadas principalmente por gas en estado molecular (predominantemente hidrógeno) y polvo. El material con momento angular bajo se acumula en el
1.2 Pre-Secuencia Principal
5
Figura 1.1: Distintas fases que atraviesan las estrellas, dependiendo de sus masas
y el tiempo que les lleva llegar a las etapas finales. Imagen extraida de la página:
http://biomic2010.blogspot.com.ar/2011/06/evolucion-estelar.html.
centro, mientras que aquel con momento angular alto forma el disco circunestelar. La
temperatura en el interior de la estrella en formación, llamada protoestrella, aumenta debido al colapso gravitatorio, hasta que es lo suficientemente elevada como para
que comiencen algunas reacciones termonucleares. Estas reacciones generan energı́a
nuclear y la protoestrella comienza a irradiar; la presión y la temperatura en el interior estelar se estabilizan y cesa la contracción gravitacional. Cuando esto ocurre, la
estrella alcanza el equilibrio hidróstatico y llega a la Secuencia Principal.
Sin embargo, antes de llegar a Secuencia Principal, la protoestrella pasa por 4 fases
denominadas Clase 0, Clase I, Clase II y Clase III. Durante las etapas tempranas del
colapso (Clase 0 y Clase I), el sistema protoestrella+disco comienza a eyectar vientos altamente colimados, principalmente a lo largo del eje de rotación. Estos vientos,
llamados flujos moleculares bipolares, limpian el material de la zona circundante al
eje de rotación. En esta fase inicial de formación (llamada etapa del colapso gravitatorio) la protoestrella está altamente embebida en su nube molecular, y por lo tanto
no es posible observarla en el rango óptico del espectro. Los objetos de Clase II, también denominados estrellas T Tauri Clásicas o CTTS (Clasical T Tauri Star) poseen
discos de acreción mediante los cuales la fuente central sigue ganando masa. En esta
etapa, la envolvente ha sido prácticamente agotada y los flujos bipolares o bien han
disminuido considerablemente o se han extinguido. La edad promedio de este tipo de
estrellas es de 106 años. Finalmente, los objetos de Clase III, denominados estrellas
T Tauri de emisión débil o WTTS (Weak T Tauri Star), no poseen flujos bipolares y
6
Capı́tulo 1
tienen discos remanentes (de baja masa) o prácticamente inexistentes. Se ha detectado en los espectros la presencia de polvo procesado como silicatos cristalinos, los
cuales hacen referencia a un tamaño de polvo de mayor tamaño y más estructurado
que el del polvo presente en la nube primigenia que comenzó a formar la protoestrella. En el panel superior de la Figura 1.2 se puede ver un esquema de estas 4 fases.
Las primeras etapas del colapso se encuentran en los paneles superiores, mientras que
las etapas finales se representan en los paneles inferiores. Una caracterı́stica distintiva
de las distribuciones espectrales de energı́a (SEDs, siglas en inglés de Spectral Energy
Distributions), de estrellas en formación, es la presencia de excesos en emisión en el
infrarrojo (panel inferior Figura 1.2).
1.3.
Secuencia Principal
En la fase de Secuencia Principal la estrella pasa la mayor parte de su vida, transformando hidrógeno en helio. El tiempo de permanencia de las estrellas en esta etapa,
depende de la masa de las mismas. Es sencillo demostrar que cuanto mayor es la masa
de la estrella, más corta será su permanencia en Secuencia Principal. Suponiendo que
la luminosidad L es constante en esta etapa, entonces:
ET otal = L × ∆t.
(1.1)
Teniendo en cuenta la famosa relación entre energı́a E y masa M encontrada por Einstein, dada por la ecuación:
ET otal = f × M × c2 ,
(1.2)
donde f es la fracción de la masa total de hidrógeno consumida en esta fase, M es
la masa de hidrógeno de la estrella y c es la velocidad de la luz, se puede ver que el
tiempo de permanencia en Secuencia Principal es:
∆t =
f × M × c2
.
L
(1.3)
Combinando esta ecuación con la relación Masa-Luminosidad L ∝ M 3 propuesta por
Iben (1967), se obtiene que:
∆t ∝ M −2
(1.4)
1.3 Secuencia Principal
7
Figura 1.2: En el panel superior se muestra un esquema de Pre–Secuencia Principal para estrellas de baja masa, en donde se ven las 4 fases que atraviesan las estrellas antes de llegar a Secuencia Principal. En el panel inferior, se tienen distribuciones espectrales de energı́a
esquemáticas para objetos de Clase 0, Clase I (paneles superiores izquierdo y derecho, respectivamente), Clase II y Clase III (paneles inferiores izquierdo y derecho, respectivamente).
Imágenes extraidas y adaptadas de las páginas: http://www.iar.unlp.edu.ar/divulgacion/art-difu-17.htm
y http://www.phys.unsw.edu.au/jacara/pilotscience.php.
La ecuación 1.4 demuestra que, efectivamente, cuanto mayor es la masa, más corta
8
Capı́tulo 1
es la permanencia de la estrella en Secuencia Principal. La Tabla 1.1, tomada del
trabajo de Billings (2006), lista el tiempo de vida o de permanencia en Secuencia
Principal de estrellas con una composición quı́mica semejante a la solar, en el rango
de masas de 60 a 0,21 M . Aquı́ se ve que una estrella muy masiva, por ejemplo de
60 M , pasa 0,4 millones de años en Secuencia Principal, mientras que una estrella de
baja masa, por ejemplo de 0,2 M , pasa 490 mil millones de años. Es decir, estrellas
de masa muy pequeña tienen un tiempo de permanencia mayor a la edad estimada del
universo (∼14 mil millones de años).
Tabla 1.1: Tiempo de vida o de permanencia en Secuencia Principal1
Tipo Espectral
Masa Estelar [M ]
Tiempo de vida en
Secuencia Principal
(106 años)
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 mencionó, una vez que la estrella llega a Secuencia Principal va a pasar
la mayor parte de su tiempo transformando hidrógeno en helio. Dicha transformación
puede efectuarse, dependiendo de la masa de la estrella, a través de la cadena ProtónProtón o el ciclo CNO.
Cadena Protón-Protón
En este mecanismo de fusión, cuatro núcleos de hidrógeno (es decir, cuatro protones) reaccionan y forman un núcleo simple de helio. En primer lugar, dos protones
1.3 Secuencia Principal
9
(que denotamos H11 ) se fusionan, produciendo un núcleo de deuterio H12 (un protón y
un neutrón), un neutrino ν (partı́cula sin carga, con masa muy pequeña) y un positrón
β (partı́cula positiva, de igual masa que el electrón):
H11 + H11 −→ H12 + β+ + υ
A continuación, ese núcleo de deuterio puede fusionarse con otro protón, originando un nuevo núcleo formado por dos protones y un neutrón, es decir un isótopo de
helio (He32 ), más radiación γ:
H12 + H11 −→ He32 + γ
El paso final puede seguir varios caminos, pero el más común es que se unan dos
de esos isótopos de helio He32 para dar un núcleo 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 Protón-Protón es más 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 Protón-Protón, es decir,
cuatro protones se transforman en un núcleo de helio ordinario, liberándose energı́a en
el proceso. En este caso, el carbono, el nitrógeno y el oxı́geno sirven de catalizadores
de la reacción. En la primera reacción, un núcleo de carbono ordinario C612 , con 6
protones y 6 neutrones, se combina con un protón formando un núcleo de un isótopo
del nitrógeno (N713 ) y liberándose radiación γ:
C612 + H11 −→ N713 + γ
Este núcleo es inestable, por lo que decae espontáneamente en un núcleo de un isótopo
de carbono (C613 ), y se liberan un positrón y un neutrino:
N713 −→ C613 + β+ + υ
10
Capı́tulo 1
En la tercera reacción, el isótopo de carbono C613 se combina con otro protón, formando
un núcleo de nitrógeno ordinario y se libera radiación γ:
C613 + H11 −→ N714 + γ
Luego, el núcleo de nitrógeno N714 se combina con un tercer protón, dando lugar a un
núcleo de un isótopo del oxı́geno (O15
8 ) y liberándose nuevamente radiación γ:
N714 + H11 −→ O15
8 +γ
15
El isótopo de oxı́geno O15
8 decae espontáneamente en otro isótopo del nitrógeno (N7 ),
en un positrón y en un neutrino:
15
O15
8 −→ N7 + β+ + υ
Finalmente, este isótopo de nitrógeno N715 se combina con otro protón para formar un
nuevo núcleo de carbono ordinario (C612 ) y un núcleo de helio ordinario.
N715 + H11 −→ C612 + He42
En el panel derecho de la Figura 1.3 se muestra esquematizado este ciclo. Este mecanismo de fusión predomina en estrellas con temperaturas centrales mayores a los 1,6 ×
107 K.
En cualquiera de estos casos, solo el 0,7 % del hidrógeno quemado se convierte
en energı́a nuclear por lo cual la estrella prácticamente no altera su masa durante
mucho tiempo. Sin embargo en su región central, la composición quı́mica comienza
gradualmente a modificarse a medida que el helio se va acumulando en el centro de la
estrella. Este cambio de composición, origina pequeños cambios en la luminosidad y
el radio de la estrella.
1.3.1.
Discos Circunestelares
Los discos tienen importancia no solo en la formación de la propia estrella, sino
también porque es en ellos que se formarán los planetas y demás cuerpos menores.
La evidencia observacional muestra que los discos asociados a estrellas jóvenes (T
Tauri Clásicas) están compuestos principalmente de gas (99 % de su masa) y un porcentaje de ∼1 % lo constituyen partı́culas de polvo con tamaños del orden de 1 micrón
(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 carácteristicas diferentes.
1.3 Secuencia Principal
11
Figura 1.3: En los paneles izquierdo y derecho se muestra una representación esquemática de los
mecanismos de fusión denominados Cadena Protón-Protón y Ciclo CNO, respectivamente. En ambos
casos, el resultado neto es el mismo: cuatro protones reaccionan y forman un núcleo simple de helio.
Estas imagenes fueron extraidas de las páginas web: http://eltamiz.com/2007/09/06/la-vida-privada-delas-estrellas-las-entranas-de-una-estrella/ y http://es.wikipedia.org/wiki/Ciclo CNO.
Discos Debris o de Escombros
En la década de 1980 el satélite infrarrojo IRAS (Infrared Astronomical Satellite)
detectó un conjunto de estrellas brillantes de Secuencia Principal (de tipos espectrales
A-F) con edades del orden de 108 -109 años, que mostraban una emisión en el infrarrojo
por encima de lo que se esperarı́a para la fotósfera de una estrella normal. A este grupo
de estrellas se lo denominó “Estrellas de Tipo Vega”. Esto se debió a que la estrella
Vega fue una de las primeras en las que se detectó esta caracterı́stica (Aumann et al.
1984). Este hallazgo sorprendió, ya que en esa época los excesos en emisión en el
infrarrojo se los asociaba usualmente con estrellas en formación.
La evidencia observacional sugiere que, de manera análoga al Sistema Solar, los
discos de las estrellas de tipo Vega deben haber agotado gran parte de su material
original y eliminado cualquier vestigio del material de la nube primigenia (Backman
& Paresce 1993; Lagrange et al. 2000; Zuckerman 2001). Estos discos estarı́an formados por polvo de segunda generación, producto de colisiones entre cuerpos menores
tipo planetoides-asteroides y/o por la destrucción de cometas. Estas partı́culas de pol-
12
Capı́tulo 1
vo serı́an las responsables de reprocesar la radiación de la estrella central produciendo
los excesos en emisión en el infrarrojo observados en la estrellas de tipo Vega (Backman & Paresce 1993; Lagrange et al. 2000; Zuckerman 2001; Wyatt 2008). A los
discos asociados a estrellas de secuencia principal, se los denominó discos debris o de
escombros.
Con la llegada del satélite Spitzer la sensibilidad instrumental fue suficiente para
incrementar el número de discos debris en estrellas de tipos espectrales FGK. El
panorama que surge de estas observaciones es que las estrellas de tipo solar parecen tener sus discos limpios de material a < 10 UA de la estrella en 107 -108 años
(Bryden et al. 2006). Para cuando alcanzan una edad del orden de 109 años los discos
parecen consistir solo en un anillo en la parte más externa del sistema. Las temperaturas del material que componen esos anillos son del orden de 400-60 K, se encuentran
de 10 a 100 UA de la estrella y el polvo está compuesto de silicatos con distintos
tamaños. Una de las caracterı́sticas 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 después de la detección de los primeros discos debris, se comenzaron
a tomar imágenes de algunos de ellos. Estas imágenes han revelado la presencia de
distintos tipos de estructuras en los discos debris. El caso de la estrella Fomalhaut
es muy interesante debido a las caracterı́sticas que presenta. Esta es una estrella de
Secuencia Principal, de tipo espectral A4 V, que se encuentra a una distancia de ∼7,7
pc. En la Figura 1.4 se muestra una imagen del disco de Fomahault adquirida por Kalas
et al. (2005). Se puede identificar claramente la estructura con forma de anillo del disco
alrededor de la estrella (en la parte central), oculta por una máscara coronográfica. Los
autores estiman que el radio interno del anillo es de 133 UA, y tiene un ancho de 25
UA. Esta imagen también presenta un esquema donde se indica la posición del centro
del anillo junto con la posición de la estrella. Al contrario de lo que podrı́a esperarse, la
posición del anillo esta desplazada a ∼15,3 UA respecto de la posición de la estrella.
Posteriormente, Kalas et al. (2008) reportaron la detección de un planeta asociado
a la estrella. La fuente se ubica a ∼115 UA de la estrella, por dentro del anillo de
Fomalhaut. Los autores estimaron un lı́mite superior para la masa de este objeto de 3
M JUP y una excentricidad para su órbita de e = 0,11.
Evolución de los Discos
Al considerar toda la evidencia, surge la noción de que debe haber una evolución de los discos, durante la cual el gas se va disipando y las partı́culas de polvo
deben crecer en tamaño para dar lugar a la formación de cuerpos más grandes, como
planetas. Actualmente existe cierto consenso de cómo debe producirse la evolución de
1.3 Secuencia Principal
13
Figura 1.4: En el panel superior, vemos una imagen del disco de Fomahault adquirida por Kalas et
al. (2005). En el panel inferior, se presenta un esquema donde se indica la posición de la estrella junto
con la posición del centro del anillo, el cual vemos que esta desplazado.
los discos circunestelares. A medida que estos evolucionan comienzan a “limpiarse”
de material desde la parte más cercana a la estrella, hacia la parte más externa. Esta
hipótesis viene respaldada por la noción de que las mayores temperaturas, presiones
e influencia de la estrella en la región interna, aceleran el proceso de limpieza y el
procesamiento de las partı́culas. Esta idea, también es avalada por el hecho de que los
espectros en el infrarrojo cercano y medio muestran evidencias de que estos tienen
estructuras más organizadas o cristalinas a medida que se observan estrellas de mayor
edad (Furlan et al. 2009; Kim et al. 2009; Sargent et al. 2009). Además, la evidencia
observacional indica que estrellas de mayor edad tienen una frecuencia menor de excesos en el infrarrojo cercano. La Figura 1.5 sugiere una posible secuencia evolutiva
14
Capı́tulo 1
para los discos. El panel superior representa una estrella joven de tipo T Tauri (106
años), con un disco de gran masa, rico en gas y polvo. El panel intermedio muestra
una estrella (con una edad del orden de 100 ×106 años) que presenta un disco más
evolucionado, donde la masa de gas es mucho menor a la de la etapa anterior. En esta
fase, parte del material del disco puede haberse utilizado en la formación de uno o más
planetas. Por último, en el panel inferior, vemos un sistema similar al Sistema Solar
(edad del orden de 1000×106 años) con un anillo de objetos en la parte más externa y
planetas orbitando en la parte interna.
Figura 1.5: Esquema representativo de la evolución de los discos circunestelares. Imagen obtenida de
la página: http://rdu.unc.edu.ar/bitstream/handle/11086/23/15250.pdf?sequence=1.
1.4 Post-Secuencia Principal
1.4.
Post-Secuencia Principal
1.4.1.
Gigante o Supergigante Roja
15
Cuando la estrella ha consumido el 10 % de su masa de hidrógeno (lı́mite de
Chandrasekhar-Shoemberg), se produce una crisis provocada por la acumulación de
helio en el núcleo. La combustión del hidrógeno continúa en una área brillante que
rodea al núcleo y las cenizas de helio se contraen por su propio peso. Debido a esta
contracción, aumenta la temperatura nuclear, acelerándose la fusión alrededor del centro estelar. Las regiones exteriores hierven y se expanden. La estrella crece en tamaño
y aumenta su brillo pero la temperatura de las capas externas, cada vez más alejadas
del núcleo, disminuye. La estrella se enfrı́a, enrojece y envejece. Esta fase recibe el
nombre de Gigante o Supergigante Roja, dependiendo de la masa de la estrella. En el
panel izquierdo de la Figura 1.6 se muestra una representación de estos cambios, para
el caso de una estrella de baja masa.
Cuando la estrella ha consumido aproximadamente el 40 % de su masa de hidrógeno,
se produce una nueva crisis. El núcleo de helio se contrae de tal manera que produce
un aumento de la presión y de la temperatura en esa región. Cuando la temperatura
alcanza el orden de 108 K el helio comienza a fusionarse, produciendo carbono 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 partı́culas α (núcleos de helio),
formando un núcleo de berilio ordinario (Be84 ) y liberando radiación γ:
He42 + He42 −→ Be84 + γ
Luego, el núcleo de berilio Be84 se combina con otra partı́cula alfa, formando un núcleo
de carbono ordinario (C612 ) y liberando nuevamente radiación γ:
Be84 + He42 −→ C612 + γ
A medida que la temperatura nuclear crece, se producen distintos elementos quı́micos. El proceso triple α puede continuar mediante la fusión del núcleo de carbono
con otra partı́cula α. Como resultado de esta nueva reacción, se obtiene un núcleo de
oxı́geno ordinario (O16
8 ). Si este se fusiona con otra partı́cula α, se obtiene un núcleo de
20
neón ordinario (Ne10 ). De esta manera, se van a ir formando elementos cada vez más
pesados en el interior estelar. Estrellas de baja masa alcanzan la temperatura necesaria
para producir elementos pesados hasta el carbono, mientras que estrellas más masivas
continúan produciendo elementos más pesados hasta el hierro, hasta que la estrella
acaba con una estructura interna similar a la de una cebolla, con diversas capas, cada
16
Capı́tulo 1
Figura 1.6: El panel izquierdo muestra una representación esquemática de la etapa Gigante Roja, para
una estrella de baja masa. A la derecha, se ve el mecanismo de fusión triple α. Estas imágenes fueron
extraı́das de las páginas web: http://www.cienciakanija.com/2011/04/05/las-estrellas-gigantes-revelansus-secretos-internos-por-primera-vez/ y http://es.wikipedia.org/wiki/Proceso triple-alfa.
una de una composición distinta (paneles izquierdo y derecho de la Figura 1.7 respectivamente).
1.4.2.
Etapas Finales
Cuando el núcleo estelar agota las fuentes de energı́a nuclear, comienza a contraerse (ya que no hay ninguna reacción que frene el colapso) y llega a la etapa final
de su vida. El tipo de objeto final va a depender de la masa inicial y de cuánta masa
haya perdido o ganado la estrella a lo largo de su vida. Si una estrella llega a la fase
de Gigante Roja con una masa inferior a 1,4M va a terminar como una Enana Blanca. A este valor lı́mite, más allá del cual la presión del gas electrónico degenerado no
es capaz de contrarrestar la fuerza de gravedad en un remanente estelar, se lo conoce
como lı́mite de Chandrasekhar. Estrellas con masas superiores a este valor lı́mite, van
a colapsar y terminar sus vidas como Estrellas de Neutrones o Agujeros Negros.
Nebulosas Planetarias + Enanas Blancas
En el caso de estrellas de masa semejante al Sol, el núcleo (formado principalmente por carbono) se contraerá fuertemente y aumentará la temperatura central. Dicho aumento acelera el proceso de quemazón de la capa de helio que rodea este núcleo.
Al mismo tiempo, la envolvente exterior de la estrella se expande y se enfrı́a. Esta expansión puede llegar a ser tan grande, que la envolvente se puede separar del núcleo,
1.4 Post-Secuencia Principal
17
Figura 1.7: Los paneles izquierdo y derecho muestran los elementos quı́micos que se van produciendo
en el núcleo estelar durante la fase de Gigante y Supegigante Roja, respectivamente. Estas imágenes
fueron obtenidas de las paginas web: http://pachane.blogspot.com.ar/2011/06/estrellas-gigantes.html y
http://www.vigiacosmos.es/evolucion-estelar.html.
formándose la Nebulosa Planetaria. El núcleo sin su envolvente, se denomina Enana
Blanca. En el capı́tulo 2, se ven las caracterı́sticas de estas estrellas. En la Figura 1.8
se muestra una secuencia de imágenes en las cuales, a medida que transcurre el tiempo, se ve el desprendimiento gradual de las capas externas, formándose la nebulosa
planetaria y quedando la Enana Blanca en el centro.
En el caso de estrellas menos masivas, las temperaturas centrales son bastante
menores, por lo que la quemazón del helio que rodea el núcleo puede no ser apreciable. En estos casos, la contracción gravitacional continúa, pudiendo terminar como Enanas Blancas, sin eyectar sus envolventes. Estrellas más masivas, con masas
iniciales mayores a 8M , podrı́an también terminar como Enanas Blancas por algún
proceso de eyección de masa o por intercambio de masa entre miembros de un sistema
binario.
Explosión de Supernova
Como ya se mencionó, si la estrella llega a la fase en la que se agota su energı́a
nuclear con una masa mayor que 1.4 M , la presión de los electrones no alcanza
a sostener la estructura estelar y se produce una especie de colapso, que libera una
enorme cantidad de energı́a. Como consecuencia de este colapso del núcleo, las porciones más externas de la estrella son puestas en contacto con las altas temperaturas
del mismo. Debido a esto, durante los últimos instantes del colapso, se van a producir
muchos elementos pesados. La envoltura se contrae, choca con el núcleo y rebota,
generando una onda de choque y las capas exteriores se expanden. El fenómeno con-
18
Capı́tulo 1
Figura 1.8: Secuencia temporal de imágenes, tomadas entre mayo de 2002 y octubre de
2004 por el Telescopio Espacial Hubble, de V838 Mon. Imagen extraida de la página:
http://heritage.stsci.edu/2005/02/supplemental.html.
junto de la explosión y la eyección de material estelar se denomina Supernova. En la
Figura 1.9, se muestra el remanente de SN 1604, también conocida como Supernova
de Kepler.
Una supernova puede llegar a ser 20-25 magnitudes más brillante que el Sol. Durante esta etapa, la radiación emitida es tan grande que la estrella puede rivalizar en
brillo con la galaxia a la que pertenece. Posteriormente, su brillo decrece de forma
más o menos suave hasta desaparecer completamente.
Las supernovas eyectan una fracción sustancial de la masa original de la estrella,
por lo tanto la explosión enriquece el medio interestelar con elementos pesados. En la
actualidad se acepta que estos fenómenos constituyen uno de los principales productores de elementos más pesados que el hierro. Cuando el frente de onda de la explosión
alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la
formación de nuevas estrellas.
Estos evento también se pueden producir cuando una Enana Blanca, miembro de
un sistema binario, recibe suficiente masa de su compañera como para superar el lı́mite
de Chandrasekhar. En ese caso, la presión de su núcleo será tan grande que se fusionará y se producirá una gran explosión termonuclear (supernova). Tras la explosión
de Supernova, el núcleo interior continúa colapsando. Este remanente estelar contiene
sólo una pequeña fracción de la masa inicial de la estrella. En este caso, hay dos posibles configuraciones de equilibrio, conocidas como Estrella de Neutrones y Agujero
Negro.
1.4 Post-Secuencia Principal
19
Figura 1.9: En el panel inferior, se muestran fotografı́as tomadas por distintos telescopios de SN 1604,
conocido como remanente de supernova Kepler. En el panel superior, se tiene la imagen combinada de
estas fotografı́as. Imagen extraı́da de la página: http://www.spitzer.caltech.edu/.
Estrellas de Neutrones + Pulsares
Debido a la elevada masa que se contrae, la violencia del colapso es tan grande
que, en consecuencia, se forma como remanente una Estrella de Neutrones. Ésta es
una estrella más compacta que una Enana Blanca, con una presión y densidad tan
grandes que los protones y electrones son obligados a interactuar formando un gas de
neutrones; es la presión degenerada de este gas de neutrones la que previene el colapso
gravitatorio y resulta en la formación de la Estrella de Neutrones.
Tı́picamente, estas estrellas tienen densidades del orden de 1017 g/cm3 . Además,
pueden tener una masa inferior a 3M (denominado lı́mite de de Tolman-OppenheimerVolkoff) por lo que sus diámetros oscilan entre 15 y 20 km. Se estima que sus temperaturas superficiales tendrı́an que ser del orden de 106 K o mayores, y deberı́an tener
velocidades de rotación elevadas (debido a la conservación del momento angular, la
fuerte compresión a la que es sometido el núcleo de la estrella normal para formar
la Estrella de Neutrones, da lugar a un gran incremento en la velocidad de rotación)
que van desde algunos segundos hasta pocos milisegundos y campos magnéticos muy
20
Capı́tulo 1
intensos, del orden de 1012 Gauss, debido a la conservación del flujo magnético.
La estructura interna de las Estrellas de Neutrones se divide en una serie de capas caracterı́sticas a medida que la densidad de la materia que las compone aumenta
hacia su interior, como se muestra en el panel izquierdo de la Figura 1.10. La zona
más externa está formada por una atmósfera de unos pocos centı́metros de espesor
seguida de una envoltura lı́quida de algunos metros de profundidad. A densidades
mayores a 106 g/cm3 , comienza a desarrollarse la corteza, que es una red cristalina
sólida. La corteza sólida tiene una muy alta conductividad, por lo que es capaz de soportar grandes corrientes eléctricas que dan origen a los intensos campos magnéticos.
Su espesor es de aproximadamente un kilómetro, por lo que representa un 10 % de
la estrella. Por último, a densidades del orden de 1015 g/cm3 comienza a desarrollarse
el núcleo de la estrella, con un espesor de una decena de kilómetros. Poco se sabe
acerca de la composición y propiedades de la región más interna del núcleo, ya que
las densidades alcanzadas por la materia en esa zona, no pueden ser reproducidas en
los laboratorios terrestres.
Figura 1.10: En el panel izquierdo se puede ver el modelo de la estructura interna de una Estrella
de Neutrones, mientras que en el panel derecho se tiene una representación de un Púlsar. Imágenes
extraı́das, respectivamente, de las páginas: 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 señales, que se repetı́an periódicamente en intervalos de
varios segundos a milésimas de segundos en longitudes de onda de radio, asociadas a
una fuente puntual a la que se denomino “Púlsar”. Del análisis de estos pulsos pudo
determinarse que se trataba de un objeto en rápida rotación ya que la radiación observada no podı́a ser explicada por oscilaciones acústicas. Rápidamente se la asoció con
una Estrella de Neutrones en rápida rotación y con un campo magnético muy intenso (panel derecho de la Figura 1.10). Estos objetos emiten una corriente de energı́a
constante, la cual se concentra en una corriente de partı́culas electromagnéticas que
1.4 Post-Secuencia Principal
21
los polos magnéticos de la estrella expulsan a la velocidad de la luz. El eje magnético
de la Estrella de Neutrones está en ángulo con el eje de rotación y a medida que la
estrella gira, este rayo de energı́a recorre el espacio como el rayo de un faro. Sólo
cuando este rayo brilla directamente sobre la Tierra se puede detectar el Púlsar con
radiotelescopios.
Actualmente se conocen en total unas dos mil Estrellas de Neutrones, de las cuales
aproximadamente unas trescientas se encuentran en sistemas binarios, ya sea con compañeras normales, Enanas Blancas o con otra Estrella de Neutrones. Cuando las Estrellas de Neutrones en sistemas binarios sufren un proceso de acreción de materia de
sus estrellas compañeras, el sistema binario se vuelve una intensa fuente de rayos X.
Esto se debe a que la materia que cae a la superficie de la Estrella de Neutrones emite
radiación al ser acelerada por su intenso campo gravitatorio y también debido al fuerte
rozamiento o viscosidad de la parte más interna del disco que forma la materia antes
de caer (Figura 1.11).
Agujeros Negros
Una estrella que llega al final de su vida con una masa > 4.3M , de acuerdo con
la Relatividad General, sufrirá un colapso completo luego del cual tenderá hacia una
configuración mucho más concentrada que la de una Estrella de Neutrones. Estos objetos son tan compactos, que generan un campo gravitatorio de tal intensidad que ni
la luz puede escapar del mismo. Por consiguiente, no emiten radiación y de ahı́ el
nombre de Agujero Negro.
Dado que los Agujeros Negros no son visibles, sólo pueden ser detectados de
manera indirecta. Existen, principalmente, dos formas de detectar estos objetos: la
primera es a través de sistemas binarios, cuando el Agujero Negro es una de las componentes del sistema; la otra es a través del fenómeno de microlentes gravitacionales.
Cuando un objeto compacto (Estrella de Neutrones o Agujero Negro) forma parte
de un sistema binario, junto a una estrella normal, el análisis de movimiento orbital
de la compañera visible podrı́a indicar que el objeto con el cual está vinculado esta
estrella, tiene las caracterı́sticas 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 lı́mite de Roche, siendo sus capas externas acretadas por
el objeto compacto y formándose un disco de acreción alrededor del mismo. La temperatura del material aumenta de tal manera que este disco emite en rayos X (Figura
1.11). Sólo la gravedad de una Estrella de Neutrones o un Agujero Negro es capaz de
producir rayos X en un sistema binario próximo. Si al calcular la masa del objeto compacto en estos sistemas binarios se encuentra que la misma supera las 3 M , entonces
probablemente el objeto compacto sea un Agujero Negro.
22
Capı́tulo 1
Figura 1.11: Representación artı́stica de un Agujero Negro (o una Estrella de Neutrones) con una
estrella compañera. La materia que cae, forma un disco de acreción el cual emite en rayos X. Imagen
extraı́da de la página: http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Accretion disk.jpg.
El fenómeno de lentes gravitacionales se produce cuando la luz procedente de
objetos distantes y brillantes se curva alrededor de un objeto masivo, que actúa como
lente, situado entre el objeto emisor y el receptor. Si la lente es de baja masa (objetos
de masa estelar) la separación angular entre las imágenes de la fuente no se puede
resolver. Sin embargo, si hay movimiento relativo entre la lente y la fuente, a medida
que la lente pasa frente a esta se produce un cambio en el brillo aparente del objeto
emisor (Figura 1.12). Cuando se produce variabilidad de la fuente debido a una lente
de masa estelar, el fenómeno se denomina de microlentes. De momento, este es el
único método para detectar Agujeros Negros de masa estelar aislados.
1.5.
Diagrama H-R
El diagrama Hertzsprung-Russell (o Diagrama H-R), es un gráfico que clasifica
a las estrellas según la etapa evolutiva en la cual se encuentran, por lo que se utiliza
para estudiar la evolución estelar. En él, se muestra la relación entre las magnitudes
absolutas o luminosidades de las mismas versus sus tipos espectrales o temperaturas
efectivas.
Un examen del diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas
en regiones especı́ficas del mismo (panel izquierdo de la Figura 1.13). La predominante es la diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y brillante) a la
1.5 Diagrama H-R
23
Figura 1.12: Representación del aumento en el brillo que se produce en la imagen de
la estrella fuente al pasar un Agujero Negro delante de ella. Imagen extraı́da de la página:
http://www.oarval.org/LBHssp.htm.
región inferior derecha (frı́a y menos brillante) donde se ubican las estrellas que se
encuentran en la fase de Secuencia Principal. En la esquina inferior izquierda se encuentran las Enanas Blancas, y por encima de la secuencia principal se encuentran las
Gigantes y Supergigantes Rojas. En el panel derecho de la Figura 1.13 se muestra como cambia la posición en el diagrama de una estrella como el Sol, a medida que esta
evoluciona. Una de las complicaciones de realizar un diagrama H-R es que la cantidad
del eje vertical, la magnitud absoluta, no es observable directamente; para calcularla,
es necesario conocer la distancia a la cual se encuentran los objetos.
1.5.1.
Cúmulos Estelares
Un cúmulo estelar es un conjunto de estrellas agrupadas, de tal manera que la
fuerza gravitatoria con que ellas se atraen es mayor que la que ejerce la galaxia como
un todo sobre cada estrella del conjunto. Todas las estrellas de un mismo cúmulo se
24
Capı́tulo 1
Figura 1.13: El panel izquierdo indica las distintas regiones en que se agrupan las
estrellas en un diagrama H-R, mientras que en el panel derecho, se tiene una representación de la evolución de una estrella como el Sol en dicho diagrama. Imágenes extraı́das, respectivamente, de las páginas: http://www.odiseacosmica.com/2009/01/el-diagrama-hr.html
y http://www2.astro.psu.edu/users/cpalma/astro10/class11.html.
han formado prácticamente al mismo tiempo, a partir de material interestelar de una
determinada composición quı́mica. Por lo tanto, desde un punto de vista evolutivo, la
masa de cada estrella será el único elemento que las diferencie dentro del cúmulo. Esto
hace que los cúmulos estelares sean excelentes laboratorios para estudiar la evolución
estelar mediante el estudio de su diagrama H-R ya que al estar todas las estrellas a
la misma distancia de la Tierra, se puede usar su magnitud aparente en lugar de la
magnitud absoluta.
Existen dos tipos de cúmulos estelares. Los denominados cúmulos abiertos están
formados por 102 − 103 estrellas, tienen forma irregular, se encuentran por lo general
en el plano galáctico y están formados por estrellas de población I. Estas estrellas contienen cantidades significativas de elementos más pesados, los cuales fueron creados
por anteriores generaciones de estrellas y diseminados en el medio interestelar por
explosiones de Supernovas. Nuestro Sol es una estrella de población I. El otro tipo
son los cúmulos globulares. Estos están compuestos por 105 − 107 estrellas, tienen
forma esférica, se encuentran en el halo de la galaxia y están formados por estrellas
de Población II. Estas son estrellas más viejas que las de poblacion I, y son pobres
en metales. En la Figura 1.14 se pueden ver las diferencias morfológicas de ambos
tipos de cúmulos. En el panel izquierdo se tiene una imagen de las Pleyádes, el cual
es un conocido cúmulo abierto compuesto por ∼500 estrellas. En el panel derecho, se
muestra una imagen de Omega Centauri que es un cúmulo globular compuesto por
varios millones de estrellas.
1.5 Diagrama H-R
25
Figura 1.14: El panel izquierdo se muestra una imagen de las Pleyádes, mientras que en el
panel derecho, se presenta una imagen de Omega Centauri. Imágenes extraı́das de la página:
http://www.spitzer.caltech.edu/.
Al comparar diagramas H-R de ambos tipos de cúmulos, se pone en evidencia que
las estrellas que ellos contienen pertenecen a dos poblaciones distintas. Al analizar el
diagrama H-R de cúmulos globulares, se ve que todos estos cúmulos tienen diagramas similares, donde ya casi todas las estrellas salieron de la Secuencia Principal, e
inclusive muchas están dirigiéndose a la zona de las Enanas Blancas. Por el contrario,
los diagramas H-R de cúmulos abiertos presentan algunas diferencias entre sı́ (Figura
1.15), las cuales se deben principalmente a efectos de edad. No obstante, se observa
que la mayorı́a 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 cúmulo abierto (Pléyades) y de un cúmulo globular (Omega Centauri),
respectivamente.
26
Capı́tulo 1
Figura 1.15: Diagrama H-R compuesto con cúmulos abiertos bien conocidos y de distintas edades.
Imagen extraı́da de la página: http://infobservador.blogspot.com.ar/2010/12/los-cumulos-abiertos-yglobulares.html.
1.5 Diagrama H-R
27
Figura 1.16: En el panel superior se muestra el diagrama H-R de un cúmulo abierto (Pléyades) y en el
panel inferior, se puede ver el diagrama de un cúmulo globular (Omega Centauri). Imágenes extraı́das
de la página: http://www2.astro.psu.edu/users/cpalma/astro10/class11.html.
Capı́tulo 2
Enanas Blancas
2.1.
Introducción
Las llamadas Enanas Blancas representan uno de los estadios evolutivos finales de
las estrellas y se cree que será el destino de ∼ 97 % de las estrellas de nuestra Galaxia.
Se trata de objetos con radios pequeños y densidades muy elevadas, por lo que forman
parte de las estrellas compactas, pues son una de las formas de materia más densas
conocidas, junto con las Estrellas de Neutrones y los Agujeros Negros.
Aún sin conocer su naturaleza, a finales del siglo XIX eran conocidas 3 Enanas
Blancas: 40 Eridanio B (detectada en 1783), Sirio B (detectada en 1862) y Procyon B
(detectada en 1896). Este número creció con programas de búsqueda a 111 en 1950
(29 de ellas descubiertas en el Observatorio Astronómico de Córdoba, Argentina).
Actualmente, la cifra se elevó a más de 10000 con la ayuda del SDSS1 , y se calcula que
existen mil millones de Enanas Blancas en la Galaxia, un cuarto de ellas en sistemas
binarios.
En este Capı́tulo se presentan las caracterı́sticas de estas estrellas (Sección 2.2),
su estructura interna (Sección 2.3) y la clasificación espectral desarrollada para las
mismas (Sección 2.5). Por último, se define la zona de habitabilidad y se muestra
donde se localiza y se analiza cómo varı́a dicha región en función del tiempo (Sección
2.6).
2.2.
Caracterı́sticas
Se las denominó Enanas Blancas ya que, debido a su elevada temperatura superficial se presentaban como objetos blanquecinos cuando se las observaba con los telescopios. Se conocen Enanas Blancas desde 0,17 M (Bassa et al. 2006) hasta 1,33 M
1
Siglas en ingles de Sloan Digital Sky Survey.
2.2 Caracterı́sticas
29
(Vennes & Kawka 2008), aunque la gran mayorı́a de ellas se encuentra entre 0,5 y 0,7
M . El radio estimado de estas estrellas se sitúa entre 0,008 y 0,02 R , una cifra muy
cercana al radio terrestre, de aproximadamente 0,009 R (Figura 2.1). En la Figura
2.2, se muestra la relación entre el radio R y la masa M de las Enanas Blancas, para
aproximaciones no relativista, donde no hay un lı́mite de masa
R ∼ M −1/3 ,
y relativista donde el lı́mite de masa es
Mlim ∼ N
2
}c
G
!2/3
,
siendo N el número de electrones por unidad de masa, c la velocidad de la luz, }
la constante reducida de Planck y G la constante de gravitación universal. En esta
aproximación, a medida que añadimos masa a una Enana Blanca, su radio disminuye,
y según el principio de incertidumbre de Heisenberg, la cantidad de movimiento, y por
lo tanto la velocidad de los electrones, aumenta. A medida que aumenta esta velocidad
y se va aproximando a la velocidad de la luz c, la masa de la Enana Blanca M se va
aproximando a Mlim . Por lo tanto, ninguna Enana Blanca puede ser más pesada que el
lı́mite de masa (Lı́mite de Chandrasekhar). Tienen densidades medias altas, del orden
de 106 g/cm3 .
Figura
2.1: En esta representación esquemática, se muestra una comparación entre el tamaño de las Enanas Blancas respecto a la Tierra. Imagen obtenida de:
http://danielmarin.blogspot.com.ar/2011/03/planetas-habitables-alrededor-de-Enanas.html.
Como en su núcleo ya no se producen reacciones termonucleares, la estrella no
tiene ninguna fuente de energı́a que equilibre el colapso gravitatorio, por lo que la
30
Capı́tulo 2
Figura 2.2: Relación Radio-Masa para las Enanas Blancas. La curva azul presenta un modelo no relativista, donde no habrı́a lı́mite de masa, mientras que la curva verde, que sigue
un modelo relativista, muestra que el lı́mite 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 sı́ misma debido a su propio peso. Sin embargo, el material estelar que se encuentra a a densidades muy elevadas, ya no se va
a comportar como un gas ordinario. Los electrones se encuentran tan próximos entre
sı́, que no pueden moverse completamente al azar y solo pueden cambiar su velocidad
al intercambiar sus órbitas con otros electrones. Las leyes de la Mecánica Cuántica
todavı́a se mantienen, en particular el Principio de Exclusión de Pauli. Por lo tanto,
los electrones se ven obligados a moverse a altas velocidades, generando la llamada
presión degenerada de los electrones, que es la que efectivamente se opone al colapso
de la estrella.
Una vez que cesa la contracción gravitatoria, estos objetos gradualmente se enfrı́an, y se desplazan hacia la derecha y hacia abajo del diagrama H-R (Figura 2.3). Es
decir, a medida que transcurre el tiempo, la temperatura superficial va descendiendo,
el espectro de la radiación se va desplazando hacia un color rojizo, y la luminosidad
va disminuyendo. Este proceso es extremadamente lento, pudiendo tardar 1 × 1010
años para alcanzar una temperatura de 3000 K. Con el tiempo, las Enanas Blancas se
enfriarán hasta tal punto que dejarán de irradiar y se convertirán en Enanas Negras,
aproximándose a la temperatura del entorno e igualándose con la radiación de fondo
2.2 Caracterı́sticas
31
de microondas. Sin embargo, en la actualidad, y debido a la corta edad del universo,
no hay indicios de la existencia de Enanas Negras.
Figura 2.3: En este esquema correspondiente a la trayectoria evolutiva de Post-Secuencia Principal de una estrella de 1 M en el diagrama H-R, se puede ver que a medida que la Enana
Blanca se enfrı́a, se desplaza hacia la derecha y hacia abajo. Imagen obtenida de la página:
http://evolutiestelara.wordpress.com/.
La temperatura efectiva de las Enanas Blancas, comprende desde temperaturas
inferiores a los 4000 hasta los 150000 K, siendo el error tı́pico en la estimación de
dicha temperatura del ∼ 10
Al analizar el ensanchamiento de lineas espectrales (por ejemplo la linea K del
calcio ionizado) y la separación de frecuencias pulsacionales, se estimó que estas estrellas son rotadores muy lentos, con velocidades de rotación ecuatoriales 10 Km/h
(Berger et al. 2005). Además, las pulsaciones observadas en Enanas Blancas son no
radiales y tienen amplitudes tı́picas entre 0,004-0,3 magnitudes en los espectros óptico
y ultravioleta. Estos objetos pueden experimentar pulsaciones, con perı́odos tı́picos de
pocos minutos, en distintos momentos de su vida. Los grupos conocidos de Enanas
Blancas pulsantes son:
• ZZ Ceti (o DAV): Enanas Blancas de tipo espectral DA (la clasificación espectral se describe en la Sección 2.5), temperaturas efectivas entre T=10500-12500 K,
gravedad superficial log g= 7,8-8,8 y perı́odos de pulsación entre P= 2-23 min.
• V777 her (o DBV): Enanas Blancas de tipo espectral DB (ver Sección 2.5),
temperaturas efectivas entre T=22000-29000 K, gravedad superficial log g= 7,6-8,2 y
32
Capı́tulo 2
perı́odos de pulsación entre P= 2-18 min.
• PG 1159 (o DOV, ver Sección 2.5): Enanas Blancas con temperaturas entre
T=80000-180000 K, gravedad superficial log g=5,5-7,5 y perı́odos de pulsación P=
5-100 min.
• Hot DQ (o DQV, ver Sección 2.5): Enanas Blancas con temperaturas entre
T=19000-22000 K, y perı́odos de pulsación entre P= 4-18 min.
El lı́mite habitual de detección de campos magnéticos en estas estrellas era de
∼30 kG, pero fue reducido a 1 kG, gracias al VLT (ESO)2 . Jordan et al. (2007), establecieron que un 10 % de las Enanas Blancas poseen campos magnéticos superiores
a 103 kG, mientras que un 20 % estarı́an dentro del orden de 1 kG.
2.3.
Estructura Interna
Como se vió en el Capı́tulo 1, las Enanas Blancas están constituidas básicamente
por carbono y oxı́geno, como resultado de la fusión del helio. Sin embargo, sobre la
superficie hay una capa de hidrógeno o helio, que forma la atmósfera de la estrella.
Sólo unas pocas (∼1 %) están formadas integramente por helio, al no haber llegado a
quemarlo.
Salpeter (1961) predijó que los núcleos de las Enanas Blancas debı́an cristalizar a
medida que se enfrı́an con el tiempo. En un modelo tı́pico de Enana Blanca, la cristalización no comienza hasta que la superficie alcanza los 6000-8000 K. En estrellas más
masivas el efecto comienza a temperaturas de superficie más elevadas. En la Figura
2.4, se presenta un esquema del proceso de cristalización para el caso de una Enana
Blanca con una masa tı́pica de 0,6 M . En una primera fase, el núcleo compacto, formado por carbono y oxı́geno, se mantiene isotermo, transmitiendo su calor a la región
superficial de hidrógeno y helio. El oxı́geno cristaliza antes que el carbono por lo que,
en la segunda fase, el núcleo empieza a cristalizar enriqueciéndose de oxı́geno y desplazando el carbono hacia la región más externa, que, finalmente, también termina
por cristalizar. Este proceso emite nueva radiación latente que detiene el enfriamiento
de la estrella. Finalmente la cristalización concluye y la estrella sigue enfriándose al
ritmo normal hasta que ésta deja de radiar, convirtiéndose en una Enana negra.
El descubrimiento de las pulsaciones en la atmósfera de hidrógeno de la Enana
Blanca BPM 37093 (Kanaan et al. 1992) proporcionó la primera oportunidad de verificar esta hipótesis. Metcalfe et al. (2004) usaron el perı́odo de pulsación que se observa en BPM 37093, para analizar el interior y determinar empı́ricamente el tamaño
del núcleo cristalizado. La valoración inicial de los modelos sugiere fuertemente la
presencia de un núcleo sólido que contiene alrededor del 90 % de la masa estelar, lo
2
siglas en inglés de: Very Large Telescope (European Southern Observatory).
2.4 Atmósfera
33
Figura 2.4: Esquema del proceso de cristalización para el caso de una Enana Blanca con una masa
tı́pica de 0,6 M . Imagen obtenida de la página: http://es.wikipedia.org/wiki/Enana Blancacite notemetcalfe1-83.
que resulta consistente con las previsiones teóricas.
2.4.
Atmósfera
La atmósfera estelar es la región de una estrella de donde escapa la radiación en
forma definitiva al espacio interestelar, es decir, es la única parte que se puede observar. La atmósfera de las Enanas Blancas está compuesta casi en su totalidad de
hidrógeno o de helio. La explicación de este hecho la proporcionó Évry Schatzman en
1940, quien expuso que la alta gravedad superficial separaba los elementos, atrayendo
más fuertemente los elementos pesados hacia su centro, y quedando los más ligeros
en la superficie (Figura 2.5). Es decir, cualquier posible elemento quı́mico pesado (Ca,
Fe, Mg, Cr, Ni, S, O, Na, etc.) en su atmósfera se hunde en escalas temporales de unos pocos dı́as a un millón de año (dependiendo de la masa y temperatura superficial,
Koester & Wilken 2006). Este tiempo es considerablemente menor que el tiempo de
enfriamiento de estas estrellas (108 -109 años).
Se ha calculado que una atmósfera rica en helio posee una masa aproximada del
1 % de la masa total de la estrella, y una atmósfera compuesta de hidrógeno, el 0,01 %
del total. A pesar de la fracción que representa, esta capa externa determina la evolución térmica de la Enana Blanca; los electrones degenerados conducen bien el calor,
por lo que la masa de la Enana Blanca es casi isotérmica. La opacidad a la radiación
de las capas externas permite que las Enanas Blancas se enfrı́en con mayor lentitud.
2.5.
Clasificación Espectral
Kuiper, en 1941 fue el primero en intentar clasificar los espectros de las Enanas
Blancas, sin embargo fueron Edward M. Sion y colaboradores quienes establecieron
34
Capı́tulo 2
Figura 2.5: Esquema del interior de una Enana Blanca, donde se puede ver la separación o estratificación de los distintos elementos y la pequeña fracción de la atmósfera, que eventualmente está constituida por hidrógeno. Imagen obtenida de la página: http://universe-review.ca/F08-star11.htm.
en 1983 el sistema utilizado en la actualidad, el cual desde entonces ha sido revisado
en diversas ocasiones. Dicho sistema clasifica el espectro con un sı́mbolo, que consiste
en una D inicial ya que se trata de objetos degenerados, seguido de una secuencia de
letras (Tabla 2.1) y un ı́ndice de temperaturas, que se calcula dividiendo la temperatura
efectiva por 50400 K, ya que la temperatura superficial está ı́ntimamente relacionada
con el espectro.
Estas estrellas se clasifican básicamente en 6 tipos espectrales: DA, DB, DO, DC,
DZ, DQ. Las Enanas Blancas del tipo DA, que se caracterizan por tener atmósferas ricas en hidrógeno, conforman el 80 % de las Enanas Blancas analizadas espectroscópicamente. Presentan lı́neas de Balmer, por lo que sus temperaturas efectivas se encuentran comprendidas entre 5000 K hasta ∼ 105 K (panel superior Figura 2.6). La gran
mayorı́a de los restantes tipos (DB, DO, DC, DZ) poseen atmósferas ricas en helio.
El tipo espectral DB, es el segundo más abundante y el principal de las deficientes
en hidrógeno. Estas Enanas Blancas poseen atmósferas ricas en helio neutro, con
temperaturas efectivas entre 11000 y 30000 K ya que a temperaturas mas frı́as, el helio
se torna invisible espectroscópicamente (panel inferior Figura 2.6). Las Enanas Blancas de tipo DO muestran principalmente lineas de helio ionizado y son muy calientes,
con T e f f entre ∼45000 – 150000 K (panel superior Figura 2.7). Las Enanas Blancas de
tipo DC, presentan un espectro prácticamente continuo, por lo que se cree que tienen
atmósferas de helio puro, ya que es el único elemento que a temperaturas efectivas
2.5 Clasificación Espectral
35
Tabla 2.1: Clasificación espectral de las Enanas Blancas
Tipo
Espectral
DA
DB
DO
DC
DZ
DQ
P
H
E
V
?
Caracterı́sticas
Lı́neas de Balmer. No hay lı́neas de metales o de HeI.
Lı́neas de HeI. No hay lı́neas de metales o de H.
Lı́neas de HeII, acompañadas por lı́neas de H o de HeI.
Espectro continuo (lı́neas < 5 % de profundidad).
Lı́neas de metales. No hay lı́neas de H o de HeI.
Lı́neas o bandas del carbono
Enana Blanca magnética con polarización detectable.
Enana Blanca magnética sin polarización detectable.
Lı́neas en emisión.
Enana Blanca variable.
Espectro de clasificación incierta.
bajas (. 11000 K) produce espectros sin lı́neas espectrales (panel inferior Figura 2.7).
La clase DZ está formada por estrellas frı́as, con T e f f entre ∼4000 – 15000 K, y sus
espectros muestran lı́neas de metales (panel superior Figura 2.8). Sólo una pequeña
fracción de las Enanas Blancas (aproximadamente el 0,1 %) tienen atmósferas en las
que el elemento principal es el carbono (tipo DQ). Estas estrellas tienen temperaturas
efectivas entre 4000 – 13000 K (panel inferior Figura 2.8). Si se detectan rasgos secundarios, se suele agregar otra letra a la clasificación, por ejemplo una Enana Blanca que
posea un campo magnético polarizado, una temperatura efectiva de 17.000 K, y una
lı́nea de absorción en la que domina el helio neutro pero que también tiene hidrógeno,
se trata de una DBAP3.
Uno de los modelos de formación de las distintas clases espectrales más aceptados
actualmente es el siguiente. La evolución de los objetos, luego de la fase de Gigante
Roja y Nebulosa Planetaria, se separa en dos secuencias de Enanas Blancas, una con
estrellas atmósferas ricas en hidrógeno y la otra con objetos deficientes en hidrógeno,
en una proporción de 4 a 1 respectivamente. Se considera que las Enanas Blancas ricas
en hidrógeno a medida que se enfrı́an, recorren toda la clase DA en su amplio rango
de temperaturas. Por el contrario, se calcula que la mayorı́a de las Enanas Blancas
deficientes en hidrógeno son el resultado de episodios de renacimiento (born-again).
Estos consisten en un pulso térmico muy tardı́o, procedente de la fusión del helio en la
fase temprana de enfriamiento de la estrella, inmediatamente después de que finalizó la
fusión del hidrógeno. Al comienzo de este pulso térmico, el hidrógeno superficial
36
Capı́tulo 2
Figura 2.6: Espectros de Enanas Blancas de tipo espectral DA (panel superior) y DB (panel inferior).
Imágenes extraı́das del trabajo de Eisenstein et al. (2006).
restante es arrastrado por convección hacia el interior y, debido a las altas temperaturas
es quemado completamente. Luego de este pulso, la estrella se enfrı́a definitivamente,
quedando con una envoltura rica en helio y contaminada por productos de su fusión
(por ejemplo C y O).
Las estrellas de tipo PG 1159 son objetos deficientes en hidrógeno, cuyos espectros
muestran, además de fuertes lineas de helio ionizado, C y O altamente ionizados. En
el diagrama H-R, las pre-Enanas Blancas tipo PG 1159 se superponen con las de tipo
espectral DO, lo que lleva a suponer que las PG 1159 son progenitoras de estas. Para
el tipo espectral DQ se acepta en general que el carbono presente en su atmósfera se
2.5 Clasificación Espectral
37
Figura 2.7: Espectros de Enanas Blancas de tipo espectral DO (panel superior) y DC (panel inferior).
Imágenes extraı́das de los trabajos de Werner et al. (2005) y Kawka (2006).
origina cuando la zona convectiva de la envoltura de helio de estrellas de clase DB
alcanza el núcleo rico en carbono, siendo parte del mismo arrastrado a la superficie
(Pelletier et al. 1986). Los elementos más pesados que el carbono, que se observan
en las DZ, no pueden ser primordiales, porque el tiempo de difusión (de unos pocos
dı́as a un millón de años), es considerablemente menor al tiempo de enfriamiento de
estos objetos (108 -109 años). Se propuso que la estrella acretaba material interestelar,
sin embargo, esta hipótesis tiene varios problemas, siendo los más desconcertantes
la ausencia de nubes densas cercanas al Sol, y el déficit de hidrógeno en el material
acretado, ya que al ser el elemento más liviano deberı́a observarse en la atmósfera
38
Capı́tulo 2
Figura 2.8: Espectros de Enanas Blancas de tipo espectral DZ (panel superior) y DQ (panel inferior).
Imágenes extraı́das de los trabajos de Dufour et al. (2006) y Kawka (2006).
estelar, pero raramente se observa en estas estrellas.
2.6.
Zona de Habitabilidad
Se define la Zona de Habitabilidad Estelar como el rango de distancias desde la
estrella huésped en el cual la presencia de agua liquida en la superficie de un hipotético
planeta está asegurada por un tiempo mı́nimo 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 región, que depende marcadamente de la luminosidad estelar, va a
2.6 Zona de Habitabilidad
39
variar a medida que la estrella evolucione. Por ejemplo, en el caso del Sol actualmente
se encuentra entre 0,95-1,15 UA (panel superior Figura 2.9), sin embargo, se estima
que cuando sea una Gigante Roja se encontrará entre 7-22 UA (panel inferior Figura
2.9).
Figura 2.9: En el panel superior se muestra la zona de habitabilidad actual para el Sol, mientras que
en el panel inferior se indica dicha región para cuando este sea una Gigante Roja.
Agol (2011) determinó la zona habitable de las Enanas Blancas (WDHZ). Este
autor propuso que dado de que las Enanas Blancas más comunes tienen temperaturas
superficiales de ≈5000 K y luminosidades muy bajas, un planeta deberı́a orbitar muy
cerca para recibir el mismo flujo que la Tierra recibe del Sol, por lo que este planeta
deberı́a encontrarse a ≈0,01 UA para estar a una temperatura a la que exista agua
lı́quida en su superficie.
Antes de convertirse en una Enana Blanca, una estrella similar al Sol se expande
en la fase de Gigante Roja, siendo lo más probable que termine engullendo planetas
dentro de ≈1 UA, por lo que planetas presentes en la WDHZ deben llegar a la misma
40
Capı́tulo 2
después de la evolución de la estrella. Esto puede ocurrir a través de varios caminos:
pueden formarse del material que se encuentra cerca de la Enana Blanca, a través de
la interacción o la fusión de estrellas binarias (Livio et al. 2005), o por la captura o la
migración desde distancias más grandes (Debes & Sigurdsson 2002).
Figura 2.10: distancia orbital del planeta vs. edad de la Enana Blanca. En esta figura se presenta
la zona de habitabilidad para una Enana Blanca tı́pica de masa 0,6 M y atmósfera de hidrógeno,
sombreada en azul. La lı́nea de trazos es el lı́mite de Roche para planetas con densidad terrestre, y la
lı́nea de puntos denota el lı́mite para la CHZ. Imagen extraı́da del trabajo de Agol (2011).
En la Figura 2.10 se muestra la WDHZ en función del tiempo para una Enana
Blanca tı́pica de masa 0,6 M y atmósfera de hidrógeno. Como se puede ver, esta región sombreada en azul, se reduce con el tiempo a medida que la estrella se enfrı́a. 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 lı́quida en su superficie,
luego, a medida que la estrella se enfrı́a, llega a la WDHZ. A medida que transcurre el
tiempo, finalmente el planeta va a salir de dicha región. La duración de un planeta dentro de la WDHZ, tiene un máximo de 8 Gyr a ≈0,01 UA. Esta distancia es casi el doble
del lı́mite de Roche, que establece el valor de distancia mı́nima a la cual puede orbitar
un planeta sin que se produzca la sincronización tidal entre el perı́odo de rotación y
orbital del mismo. Para estas estrellas este valor es de ∼0,005 UA.
2.6 Zona de Habitabilidad
41
Agol definio la Zona Continuamente Habitable (CHZ) como el rango de distancias
orbitales a que son habitables para un tiempo de duración mı́nima, T min . Él tomó una
duración mı́nima de T min = 3 Gyr, que, para el caso de una Enana Blanca tı́pica, 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 varı́a el lı́mite externo de la CHZ, dependiendo de la masa de la estrella
y el valor de T min adoptado.
Figura 2.11: Masa de las Enanas Blancas vs. distancias orbitales. La región sombreada en verde
corresponde a la CHZ para una Enana Blanca con atmósfera de hidrógeno, tomando un T min = 3 Gyr.
Las otras lineas muestran como varı́a el lı́mite externo de esta región para los casos T min = 1 Gyr (lı́nea
de puntos), T min = 5 Gyr (lı́nea de puntos y trazos) o para una atmósfera de helio con T min = 3 Gyr
(lı́nea de trazos). Imagen extraı́da del trabajo de Agol (2011).
La CHZ ocurre a luminosidades de 10−4,5 a 10−3 L , alrededor de 10 magnitudes
más débiles que el Sol, el cual establece el tamaño mı́nimo del telescopio para la
detección de un planeta en dicha región. Además, se tiene que tener en cuenta que,
en el extremo más caliente, el mayor flujo ultravioleta que recibe el planeta puede
afectar a la retención de una atmósfera, por lo que estos planetas necesitarı́an formar
una atmósfera secundaria, como ocurrió en la Tierra.
El tamaño similar de las Enanas Blancas con planetas tipo Tierra y la cercanı́a de
la WDHZ con la estrella, permitirı́a la búsqueda de planetas en esta región, a través del
método de tránsitos planetarios. Esta técnica consiste en medir variaciones en el flujo
42
Capı́tulo 2
Figura 2.12: Curvas de luz sintéticas para planetas habitables tipo Tierra, con masas de 0,1 MT (lı́nea
roja), 1 MT (lı́nea negra) y 10 MT (lı́nea azul). Imagen extraı́da del trabajo de Agol (2011).
de una estrella, atribuidos a la presencia de un planeta cuando la primera es eclipsada
por éste último. Para poder observar este fenómeno, la inclinación de la órbita del
planeta debe ser ∼90o . En la Figura 2.12 se presentan las curvas de luz sintéticas
creadas por Agol para planetas tipo Tierra (0,1 MT , 1 MT y 10 MT ) ubicados en la
WDHZ. Se puede notar que los tránsitos tienen una duración de ≈2 minutos y tienen
profundidades entre 10-100 %, por lo que estos eventos pueden ser detectados a una
distancia de 100 pc con un telescopio terrestre de 1m.
Al comparar la curva de luz sintética del caso de 1 MT , con curvas de luz de
estrellas de Secuencia Principal producidas por un planeta similar, se vió que aunque
el tránsito es mucho mas profundo para una Enana Blanca (∼50 %), dura un tiempo
mucho más corto (Figura 2.13).
2.6 Zona de Habitabilidad
43
Figura 2.13: Comparación entre curvas de luz producidas por un planeta habitable tipo Tierra en una
Enana Blanca y 3 variedades de estrellas de secuencia principal. Notar tanto la variación de la escala
del flujo relativo (eje y) como la escala temporal (eje x). Imagen extraı́da del trabajo de Agol (2011).
Capı́tulo 3
Planetas y Discos en Estrellas
Evolucionadas
3.1.
Introducción
En 1992, se descubrieron los primeros planetas extrasolares, orbitando el Púlsar
PSR 1257+12 (Wolszczan & Frail). Este descubrimiento sorprendió a muchos astrónomos, que sólo esperaban encontrar planetas alrededor de estrellas de Secuencia
Principal. La evidencia observacional actual sugiere que la formación planetaria acompaña todo el proceso evolutivo de la estrella huésped. Al presente, de los más de 950
sistemas planetarios conocidos, aproximadamente 70 están asociados con estrellas que
están transitando las etapas finales de su evolución. En este Capı́tulo, se presentan los
resultados encontrados sobre la presencia de planetas orbitando estrellas Gigantes Rojas (Sección 3.2), y planetas y discos en Púlsares (Sección 3.3). Luego, se muestran los
resultados obtenidos referidos a la búsqueda de compañeros sub-estelares en Enanas
Blancas (Sección 3.4). Por último, se analizan los indicios indirectos de la presencia
de sistemas planetarios en Enanas Blancas (Sección 3.5).
3.2.
Planetas en Gigantes Rojas
Los primeros indicios de compañeros sub-estelares alrededor de Gigantes Rojas
fueron encontrados por Hatzes & Cochran (1993), quienes descubrieron variaciones
de largo perı́odo en la velocidad radial de 3 estrellas Gigantes de tipo espectral K,
entre las que se encontraba β Gem. Estudios posteriores confirmaron que las Gigantes
Rojas pueden albergar planetas extrasolares. Frink et al. (2002) descubrieron el primer
planeta extrasolar alrededor de una Gigante K (HD 137759). Setiawan et al. (2003a,
2003b) detectaron un compañero sub-estelar en HD 122430 y 2 exoplanetas en HD
3.2 Planetas en Gigantes Rojas
45
47536. En el mismo año, Sato et al. (2003) reportaron un planeta alrededor de una
estrella G9 III (HD 104985). Hatzes et al. (2006) confirmaron que las variaciones
en la velocidad radial encontradas por Hatzes & Cochran (1993) en β Gem eran, de
hecho, debido a un compañero planetario. El número de estos sistemas particulares ha
crecido en los últimos años ya que varios programas se han dedicado a la búsqueda de
planetas en estrellas Gigantes (Döllinger et al. 2007, Jones et al. 2011).
Figura 3.1: Ilustración del sistema HD 122430 compuesto por una estrella Gigante Roja (estrella
huésped) y su compañero planetario.
Al presente, se conocen más de 60 estrellas Gigantes Rojas con planetas. En la
Figura 3.1, se muestra, a modo de ejemplo, un esquema del sistema HD 122430; las
caracterı́sticas de la estrella y el planeta, se detallan en la Tabla 3.1. La mayorı́a de ellos
han sido detectados mediante la técnica de velocidades radiales (basada en el efecto
Doppler). El planeta, al orbitar la estrella central, ejerce una fuerza gravitacional sobre
ésta de manera que la estrella gira sobre el centro de masa común del sistema. Debido
a esto, se producen desplazamientos de las lı́neas espectrales de la estrella, según ésta
se acerca a nosotros (corrimiento hacia el azul) o se aleja (corrimiento al rojo) (Figura
3.2). Este método ha sido el más exitoso en la búsqueda de nuevos planetas.
Los planetas alrededor de estrellas Gigantes tienen la particularidad de que se
encuentran preferencialmente alrededor de estrellas de metalicidad solar o sub-solar
(Pasquini et al. 2007; Hekker & Melendez 2007; Hekker. et al. 2008). Esto difiere
de los resultados obtenidos en objetos de Secuencia Principal, ya que estrellas de
tipo solar que albergan planetas tienden a ser ricas en metales (Santos et al. 2004).
46
Capı́tulo 3
Tabla 3.1: Principales caracterı́sticas 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 dı́as
Además, estos planetas encontrados en estrellas Gigantes son masivos, con masas entre 3-10 M JUP y la mayorı́a no se encuentran en órbitas cercanas a la estrella; presentan
semiejes a ≥ 0,7 UA (Sato et al. 2010). Esto es una consecuencia prevista de la evolución estelar, aunque los modelos para la destrucción de planetas cercanos alrededor
de estrellas evolucionadas encuentran que la ausencia de planetas se extiende a radios
mayores de lo previsto (Kunitomo et al. 2011, Villaver & Livio 2009).
Figura 3.2: Efecto Doppler: esquema que representa el corrimiento de las lı́neas espectrales de la
estrella (panel superior) conforme esta se aleja (panel intermedio) o se acerca (panel inferior). Imagen
extraı́da de: http://www.astrofisicayfisica.com/2011/06.
El aumento en el radio y luminosidad de la estrella, durante la evolución de la
misma, tiene consecuencias importantes para un sistema planetario ya existente. Los
modelos de Schröder & Smith (2008) estiman que sólo los planetas con órbita inicial
3.3 Planetas y Discos en Púlsares
47
por encima de 1,15 UA sobreviven y que, por lo tanto, la Tierra será engullida por
el Sol. La destrucción de un planeta, sin embargo, no es segura; se ha sugerido que
puede ser que algunos planetas sobrevivan (Soker et al, 1984;. Siess & Livio, 1999).
Un ejemplo muy interesante es el planeta detectado alrededor de la estrella Peg V391
(Silvotti et al. 2007). Se trata de una estrella pulsante, que recientemente ha superado la
fase de Gigante Roja y ha comenzado una etapa de contracción para transformarse en
una Enana Blanca. Debido a su estructura compacta, estos sistemas pulsantes tienen
un perı́odo de oscilación muy estable, por lo que si se manifiestan diferencias en el
tiempo de llegada de los fotones, en principio pueden asociarse a un compañero de
baja masa. Estas diferencias se pueden detectar mediante el uso del diagrama O-C
(Observado-Calculado), ya que permite medir las variaciones de fase de una función
periódica, comparando los tiempos de máximo observados con los calculados a partir
de una efemérides. Cuando un perı́odo de pulsación cambia linealmente en el tiempo,
este diagrama tiene una forma parabólica. Para Peg V391, un simple polinomio de
segundo orden no da un ajuste satisfactorio quedando residuos sinusoidales (Figura
3.3). La explicación más simple para estos residuos, es la oscilación del baricentro de
la estrella debido a la presencia de un compañero de baja masa (Silvotti et al. 2007).
Este planeta tiene una masa de 3,7 M JUP , se encuentra a una distancia de 1,7 UA de la
estrella y completa una órbita cada 3,2 años. El radio máximo de la Gigante Roja precursora de V391 Pegasi pudo haber alcanzado las 0,7 UA, por lo que se estima que la
distancia orbital del planeta durante la fase de Secuencia Principal de la estrella era de
aproximadamente 1 UA. Este descubrimiento demuestra que planetas con distancias
orbitales inferiores a 2 UA pueden sobrevivir la fase de Gigante Roja de su estrella
(Figura 3.4).
3.3.
Planetas y Discos en Púlsares
Como se mostró en el Capı́tulo 1, los Púlsares son Estrellas de Neutrones magnetizadas, con velocidades de rotación elevadas que emiten una corriente de energı́a
constante, la cual es expulsada por los polos de la estrella. Si bien se conocen unas
2000 Estrellas de Neutrones, hasta ahora sólo se les ha detectado compañeros de masa
planetaria a PSR 1257+12 y PSR 1719−14.
Wolszczan & Frail (1992) detectaron pequeñas variaciones en el perı́odo de pulsación de PSR 1257+12, con el radiotelescopio de 305 m. ubicado en Arecibo. Estas
variaciones, tienen forma de oscilación periódica, con una amplitud máxima en torno
a 0,7 m/s (Figura 3.5). El perı́odo de un Púlsar es extremadamente preciso, por lo
que estas anomalı́as se interpretaron como una oscilación de la estrella, debido a la
influencia gravitatoria de 3 planetas girando alrededor de la misma. Este método de
detección, se conoce como “timing”, y tiene la ventaja de que permite detectar plane-
48
Capı́tulo 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
extraı́da del trabajo de Silvotti et al. (2007).
Figura 3.4: Representación esquemática de Peg V391 que muestra el tamaño de la estrella y la posición del planeta durante la fase de Gigante Roja y la etapa actual. Imagen extraı́da del trabajo de Silvotti
et al. (2007).
tas del tamaño y masa de la Tierra. En la Tabla 3.2, se detallan las caracterı́sticas de
los 3 planetas detectados en torno a PSR 1257+12. Se puede notar que éstos son de
tamaño similar a la Tierra y cercanos a la estrella (Figura3.6).
3.3 Planetas y Discos en Púlsares
49
Tabla 3.2: Caracterı́sticas de los planetas detectados alrededor de PSR 1257+12
Planeta
M
[M JUP ]
P
[dı́as]
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 perı́odo de pulsación de PSR 1257+12 a causa de la presencia de 3
planetas a su alrededor. Imagen extraı́da del trabajo de Wolszczan (1992).
Bailes et al. (2011), utilizando el método de timing, hallaron un planeta orbitando
el Púlsar PSR 1719−14. Asumiendo que el Púlsar tiene una masa de 1,4 M , estimaron
que el compañero tiene una masa similar a la de Júpiter pero con el 40 % del tamaño
de éste, por lo que tiene una densidad de ∼23 g/cm−3 . Esta densidad es superior a la de
Júpiter o los otros planetas gigantes gaseosos, cuyas densidades son < 2 g/cm−3 , pero
inferior a la de las Enanas Blancas (Capı́tulo 2). Además, estos autores obtuvieron que
este compañero sub-estelar órbita alrededor del Púlsar con un perı́odo de 2,2 horas, a
una distancia de alrededor de ∼ 0,89 R .
La hipótesis de formación propuesta por Bailes et al. (2011) para este sistema
50
Capı́tulo 3
Figura 3.6: Representación esquemática que permite comparar los tamaños y distancias a la estrella
de los planetas interiores del sistema solar y de los detectados alrededor de PSR 1257+12. Imagen
extraı́da de: http://hera.ph1.uni-koeln.de/∼heintzma/NS1/PSR planets.htm.
particular es la siguiente. La Estrella de Neutrones se formó cuando la estrella más
masiva de un sistema binario evolucionó, explotando como una supernova y dejando
su núcleo (Púlsar). El compañero menos masivo se convirtió, mucho tiempo después,
en una Gigante Roja y por último en una Enana Blanca. Ésta se estabilizó en una órbita
alrededor de un radio solar lejos del Púlsar. La proximidad hizo que la Enana Blanca
perdiera la mayor parte de su materia restante, dejando atrás un núcleo desnudo. La
intensa presión gravitacional causada por la proximidad al Púlsar cristalizó este núcleo
de carbono, dando lugar a la formación de una sustancia similar a la del diamante.
Debido a la cercanı́a con el Púlsar, es poco probable que los planetas detectados
alrededor de estas estrellas hayan sobrevivido a la evolución de la misma, por lo que
se habrı́an formado luego de la explosión de supernova (Wolszczan 1994). Las caracterı́sticas de estos planetas sugieren que el mecanismo de formación planetaria debe
incluir un disco de material orbitando la estrella de neutrones. Se espera que estos
discos se hayan formado a partir de los restos de eventos de fusión (Podsiadlowski et
al. 1991), de la destrucción de una compañera estelar (Stevens et al. 1992, Tavani &
3.3 Planetas y Discos en Púlsares
51
Brookshaw 1992) o de material remanente de la explosión de supernova (Lin et al.
1991).
Se realizaron varios relevamientos de Púlsares cercanos, con el fin de encontrar
discos de polvo alrededor de ellos. El más amplio de estos estudios fue el realizado
por Van Buren & Terebey (1993), quienes analizaron 478 Púlsares del catálogo de
IRAS. Se hicieron otros relevamientos más pequeños pero más sensibles, tanto en el
infrarrojo (Foster & Fischer 1996, Koch-Miramond et al. 2002, Lazio & Fischer 2004)
como en longitudes de onda submilimetricas (Phillips & Chandler 1994, Greaves &
Holland 2000, Lohmer et al. 2004). Sin embargo en ningún caso se logró identificar el
exceso asociado a un disco.
Wang et al. (2006), reportaron el descubrimiento de emisión en el infrarrojo medio
de un disco frı́o, alrededor del Púlsar 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 Púlsares con discos; éstos presentan
caracterı́sticas similares al detectado alrededor de 4U 0142+61 (Kaplan et al. 2009).
Bryden et al. (2006), indicaron que estos sistemas son difı́ciles 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
extraı́da de http://www.spitzer.caltech.edu/.
52
3.4.
Capı́tulo 3
Compañeros Sub-Estelares en Enanas Blancas
Las Enanas Blancas, cuyas caracterı́sticas fueron presentadas en el Capı́tulo 2,
no sólo se encuentran de manera aislada. En particular, se han detectado planetas
alrededor de sistemas binarios formados por una Enana Blanca y una estrella de Secuencia Principal (binarias cataclı́smicas), o por una Enana Blanca y un Púlsar (PSR
B1620−26). Actualmente, si bien se ha detectado Enanas Marrones alrededor de unas
6 Enanas Blancas aisladas, no hay planetas confirmados alrededor de estas estrellas;
sólo existe un candidato, GD 66 (Mullally et al. 2008).
3.4.1.
Binarias Cataclı́smicas
Una binaria cataclı́smica, es un sistema binario cuyas componentes, muy próximas entre sı́, son una Enana Blanca (estrella primaria) y una estrella de baja masa de
Secuencia Principal (estrella secundaria). Entre estas dos estrellas, a causa del intenso
campo gravitatorio de la estrella primaria, existe transferencia de material. Debido a
la conservación del momento angular, el material no se asienta directamente en la superficie de la primaria, sino que forma un disco de acreción en torno a ella. Éste tiene
temperaturas altı́simas en su centro (∼30000 K) y son relativamente frı́os en el exterior
(∼5000 K). Cuando el disco de acreción está formado, el flujo de material proveniente
de la estrella secundaria choca contra el borde externo del disco. Esto genera un punto
brillante, conocido como hot spot el cual emite hasta el ∼30 % de la luminosidad total
del sistema (Figura 3.8). Estos sistemas, tienen periodos orbitales entre 0,06 dı́as (90
min) a 0,6 dı́as (14 hr), aproximadamente.
Lee et al. (2009) detectaron una variación en el perı́odo de oscilación de una binaria cataclı́smica, HW Virginis, mediante el análisis del diagrama O-C. Esta variación,
se asoció a la presencia de 2 compañeros sub-estelares. De la misma manera, Qian et
al. (2010), detectaron un planeta en el sistema binario DP Leonis. Más tarde, Beuermann et al. (2010), anunciaron la presencia de 2 planetas en NN Serpentis (Figura 3.8).
Analizando el diagrama O-C, se han detectado un planeta alrededor de NY Vir (Qian
et al. 2010b) 2 planetas en HU Aquarii (Qian et al. 2011a) y UZ Fornacis (Potter et al.
2011). Las hipótesis más aceptadas de formación de estos planetas, son las siguientes:
Podrı́a tratarse de una primera generación de planetas, formados en un disco protoplanetario circumbinario, o una segunda generación de planetas, originada a partir de
un disco formado en la envoltura expulsada por el progenitor de la Enana Blanca. Las
caracterı́sticas de estos planetas, se detallan en la Tabla 3.3.
3.4 Compañeros Sub-Estelares en Enanas Blancas
53
Figura 3.8: En el panel superior se presenta una representación esquemática de una binaria cataclı́smica, donde se puede ver el disco de acreción alrededor de la Enana Blanca y el hot spot debido a la
transferencia de material por parte de su compañera. En el panel inferior, se muestra el diagrama O-C
del sistema binario NN Serpentis, donde las contribuciones de cada planeta se encuentran en lı́neas de
puntos y trazos, mientras que la lı́nea continua representa el efecto combinado. Imágenes extraı́das de:
www.astrosurf.com y del trabajo de Beuermann et al. (2010), respectivamente.
3.4.2.
PSR B1620−26
PSR B1620−26 es un sistema binario, formado por un Púlsar (estrella primaria) y
una Enana Blanca (estrella secundaria), que se encuentra en el cúmulo globular M4.
54
Capı́tulo 3
Tabla 3.3: Caracterı́sticas de los planetas detectados alrededor de binarias cataclı́smicas y PSR
B1620−26
Planeta
M
[M JUP ]
P
[dı́as]
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 técnica de timing, detectaron la presencia de un
tercer cuerpo (PSR B1620−26 b) cuyas caracterı́sticas se detallan en la Tabla 3.3.
El origen de este sistema particular es incierto. Sirgudsson et al. (2003) sugirieron
que este planeta fue capturado, ya que es poco probable que haya sobrevivido a la
evolución de la estrella masiva. Ellos propusieron que el planeta se habrı́a 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 Vı́a Láctea, pero en los núcleos densos de los cúmulos globulares se
producen con frecuencia por lo que es bastante probable que esta estrella con planeta
haya interactuado con un sistema binario formado por una Estrella de Neutrones y una
Enana Blanca. En esta interacción, la Estrella de Neutrones habrı́a capturado a la estrella madre del planeta en una órbita estrecha, provocando en el proceso la expulsión
de su compañera anterior.
Los perı́odos muy cortos exhibidos por Púlsares se deben a la transferencia de
material de una compañera binaria. Por lo tanto, se cree que la nueva compañera de
la Estrella de Neutrones al convertirse en Gigante Roja se expandió, de modo que sus
capas superficiales comenzaron a ser transferidas a la Estrella de Neutrones. El perı́odo
del Púlsar de PSR B1620−26 es de unos pocos milisegundos, proporcionando una
fuerte evidencia de la transferencia de material, que llegó a su fin cuando se agotaron
las capas superficiales de la Gigante Roja, y el núcleo se contrajo lentamente a una
Enana Blanca. Ahora las estrellas orbitan tranquilamente una alrededor de la otra. En
este escenario, el planeta (PSR B1620−26 b) que tenı́a una órbita circular alrededor
3.4 Compañeros Sub-Estelares en Enanas Blancas
55
de su estrella madre, se estabilizó en una órbita circumbinaria. En la Figura 3.9, se
esquematiza esta hipótesis de formación.
Sin embargo, las perspectivas a largo plazo para PSR B1620−26 b son pobres
(Ford et al. 1999). El sistema triple, que es mucho más masivo que una estrella aislada
tı́pica en M4, está a la deriva hacia el núcleo del cúmulo, donde la densidad de estrellas
es muy alta. En más o menos mil millones de años, este sistema probablemente tendrá otro encuentro cercano con una estrella cercana. El resultado más común de estos
encuentros es que el compañero más ligero sea expulsado del sistema estelar múltiple. Si esto sucede, PSR B1620-26 b probablemente será expulsado completamente
de M4, y pasará el resto de su existencia vagando solo en el espacio interestelar como
un planeta interestelar.
Figura 3.9: Esquema del proceso de formación para el sistema triple PSR B1620−26. Imagen extraı́da
de http://en.wikipedia.org/wiki/File:The evolution of the PSR B1620-26 system.jpg.
3.4.3.
Sistemas Enana Blanca+Enana Marrón
En general se acepta que las Enanas Marrones son objetos que, a pesar de formarse
como estrellas, no alcanzan en su interior la temperatura lo suficientemente elevada
para producir la fusión de hidrógeno en forma sostenida. Sin embargo, a diferencia
de los planetas, durante algún perı́odo de su vida producen la fusión nuclear en su
interior. Dependiendo de su composición quı́mica primordial, tienen un lı́mite inferior
56
Capı́tulo 3
de masa entre 13-15 M JUP , mientras que el lı́mite superior es de 75-80 M JUP . Se
conocen Enanas Marrones en un rango de temperaturas ∼600 < T < 3200 K y radios
comparables al de Júpiter, por lo que tienen luminosidades comprendidas entre ∼ 8 ×
10−4 -6 × 10−6 .
Steele et al. (2011) y Girven et al. (2011) establecieron que los compañeros de
Enanas Marrones son poco frecuentes, ya que tendrı́an una frecuencia ∼0,5 %. Farihi
et al. (2008), utilizando fotometrı́a de Spitzer sugirió que <4 % de las Enanas Blancas
tienen compañeros subestelares sin resolver con masas > 10 M JUP .
Sólo un puñado de estos sistemas han sido confirmados por espectroscopia. Estos
son, GD165 (Becklin & Zuckerman 1988), GD 1400 (Farihi & Christopher 2004),
WD 0137−349 (Maxted et al. 2006, Burleigh et al. 2006), PHL 5038 y NLTT 5306
(Steele et al. 2009), LSPM 1459+0857 (Day-Jones et al. 2011). GD 165, PHL 5038
y LSPM 1459 +0857 tienen órbitas amplias, con separaciones proyectadas de 120
UA, 55 UA y desde 16500 hasta 26500 UA, respectivamente. WD 0137−349, GD
1400 y NLTT 5306, por el contrario, tienen perı́odos orbitales más cortos, de 116
minutos, ∼10 hr y 102 minutos respectivamente (Burleigh et al. 2011). Se cree que
estas dos poblaciones distintas son el resultado de la evolución estelar; los sistemas con
órbitas amplias donde el secundario ha migrado hacia el exterior debido a la pérdida
de masa de la progenitora de la Enana Blanca (Farihi et al. 2006, Nordhaus et al.
2010), y los sistemas cerrados en el que la secundaria ha sobrevivido a una etapa de la
evolución común y que eventualmente puede conducir a la formación de una variable
cataclı́smica (Politano 2004a).
Wang et al. (2013) observaron 12 Enanas Blancas que fueron identificadas por su
exceso de emisión en el infrarrojo medio por Debes et al. (2011), pero no tenı́an mediciones anteriores en el infrarrojo cercano. De estas 12 Enanas Blancas, 4 presentan
excesos en el infrarrojo asociadas a una fuente cercana. Las emisiones detectadas en
el infrarrojo cercano y WISE sugieren que son posibles Enanas Marrones, asociadas
o no, a estas Enanas Blancas. En la Figura 3.10, se muestran las SEDs obtenidas por
estos autores, para estas 4 estrellas.
3.4.4.
¿Planetas en Enanas Blancas?
El destino de los sistemas planetarios, que se encuentran alrededor de estrellas
como el Sol, se puede estudiar mediante la búsqueda de planetas en Enanas Blancas
(Veras & Wyatt 2012, Duncan & Lissauer 1998, Sackmann et al. 1993). Por otra parte,
ya que las Enanas Blancas superan en número a estrellas de tipo A y F en la vecindad
solar, pueden representan la mayorı́a de los sistemas planetarios más cercanos formados en estrellas de masa intermedia. Aunque ha habido varias búsquedas, tanto en
tierra como en el espacio, de planetas gigantes alrededor de Enanas Blancas (Hogan
3.4 Compañeros Sub-Estelares en Enanas Blancas
57
Figura 3.10: SEDs de las 4 Enanas Blancas candidatas a tener una compañera Enana Marrón. Imagen
extraı́da del trabajo de Wang et al. (2013).
et al. 2009, Farihi et al. 2008, Mullally et al. 2007, Debes et al. 2005), hasta la fecha
el único candidato publicado es GD 66.
Mullally et al. (2008), analizando una muestra de 15 estrellas ZZ Ceti (Enanas
Blancas pulsantes, cuyas caracterı́sticas fueron presentadas en el Capı́tulo 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 perı́odo de 4,5 años. Sin
embargo, el lapso de tiempo cubierto por los datos no fue lo suficientemente largo
para cubrir una órbita entera; de confirmarse, serı́a el primer planeta detectado alrededor de una Enana Blanca. En la Figura 3.11, se muestra el diagrama O-C de GD 66.
Farihi et al. (2012) estimaron que los datos de las observaciones combinadas en GD
66 limitan el rango de masas de cualquier compañero binario, orbitando dentro de
varias AU, a masas planetarias. Además, plantearon que, dado que los modelos de
evolución estelar y las interacciones resultantes entre la estrella y el planeta indican
que es poco probable que un planeta a unas pocas UA de la estrella sobreviva a la
evolución de ésta, si este supuesto compañero de GD 66 es real, entonces puede haber
58
Capı́tulo 3
sido inyectado dinámicamente o formado en una segunda generación de la formación
de planetas. Desafortunadamente, actualmente su detección sigue siendo provisional,
y no ha podido ser confirmado, aunque tampoco descartado.
Figura 3.11: Diagrama O-C de GD 66. Imagen extraı́da del trabajo de Mullally et al. (2008).
3.4.5.
Relevamiento Super WASP
El proyecto Super WASP1 opera 2 telescopios robóticos, uno situado entre el grupo
de telescopios Isaac Newton en La Palma, España y el otro ubicado en el Observatorio
Astronómico de Sudáfrica. Estos telescopios monitorean todo el año simultáneamente
el cielo, cubriendo ambos hemisferios, con el fin de detectar los eventos de tránsitos
planetarios. Los observatorios se componen cada uno de 8 lentes Cannon 200mm f1.8,
cada uno con un CCD Andor de 2048×2048 pı́xeles (tamaño de cada pixel: 13,5 µm);
esto da un campo de visión de 7,8 grados cuadrados para cada cámara. La estrategia
de observación es rastrear cı́clicamente el cielo en una serie de campos centrados en el
tiempo sidéreo local, separados por 1 hora de ascensión recta. Cada observación tiene
una duración de aproximadamente 1 minuto. Esta estrategia produce curvas de luz con
una cadencia tı́pica de unos 8 minutos por campo. WASP ofrece fotometrı́a de buena
calidad con una precisión ≤1 % en el rango de magnitud V ∼9-12.
1
Siglas en ingles de: Wide Angle Search for Planets. Datos extraı́dos de: http://www.superwasp.org/.
3.4 Compañeros Sub-Estelares en Enanas Blancas
59
Como se mencionó en el Capı́tulo 2, las caracterı́sticas de las Enanas Blancas permitirı́an la búsqueda de planetas cercanos a la estrella mediante la técnica de tránsitos
planetarios. Faedi et al (2011) llevaron a cabo extensas simulaciones para explorar la
posibilidad de detectar eclipses y tránsitos de compañeros cercanos sub-estelares en
Enanas Blancas, en curvas de luz de WASP. Sus simulaciones abarcan compañeros con
radios en un rango 0,3 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 tránsitos de
compañeros tan pequeños como la Luna orbitando una Enana Blanca de magnitud V
∼12, por lo que se buscaron eclipses y señales de tránsito en las curvas de luz de larga
duración de una muestra de 194 Enanas Blancas en el rango de magnitudes V ∼9–15.
Dicha muestra, es resultante de una correlación cruzada del catálogo de McCook &
Sion y el archivo de WASP.
En esta búsqueda, no se encontró evidencia de compañeros sub-estelares. Sin embargo, se utilizó esta no-detección y los resultados de las simulaciones para colocar
lı́mites superiores provisionales a la frecuencia de tales objetos en órbitas cercanas a
Enanas Blancas. Mientras que solo pudieron colocarse lı́mites débiles (y por lo tanto no útiles) en la frecuencia probable de compañeros del tamaño de la Tierra o más
pequeños, se pudo establecer que las Enanas Marrones y los planetas gigantes (∼1
R JUP ) con perı́odos <0,1 a 0,2 dı́as, sin duda son poco frecuentes (frecuencia <10 %).
Las simulaciones y análisis de curvas de luz de Enanas Blancas en el archivo WASP
de estos autores, sugieren que el grado de precisión fotométrica es de importancia
secundaria en comparación con una alta cadencia y la cobertura continua. La corta
duración de los eclipses y tránsitos de Enanas Blancas, que Agol (2011) estimó en ∼
5-20 minutos para acompañantes de ≈1 R JUP y ∼ 1-5 minutos para cuerpos de masa
terrestre, en comparación con los ∼ 8 min de cadencia de las observaciones WASP,
parece ser el principal factor que limita la tasa de detección del tránsito en un relevamiento optimizado para los tránsitos planetarios de estrellas de Secuencia Principal.
Futuros relevamientos serán capaces de detectar decenas de miles de Enanas Blancas; entre ellos se encuentra Pan-STARRS2 , que tiene como uno de sus objetivos la
búsqueda de exoplanetas mediante la técnica de tránsitos planetarios. La misión espacial PLATO3 , puede ser más adecuada para un relevamiento de Enanas Blancas, ya
que brindará una cobertura ininterrumpida a alta cadencia y exquisita precisión fotométrica y podrı́a, al menos en principio, detectar los tránsitos de los cuerpos del
tamaño de asteroides en Enanas Blancas; el lanzamiento esta previsto para 2017. Por
último, GAIA debe ser capaz de detectar astrométricamente planetas tan pequeños
2
Siglas en inglés de Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System. Datos extraı́dos de:
http://pan-starrs.ifa.hawaii.edu/public/home.html.
3
Siglas en inglés de PLAnetary Transits and Oscillations of stars. Datos extraı́dos de:
http://sci.esa.int/plato/42276-summary/.
60
Capı́tulo 3
como 0,7 M JUP alrededor de las 50 Enanas Blancas más brillantes, y planetas con
masas mayores a 2 M JUP , para todas las Enanas Blancas dentro de 100pc (Silvotti et
al. 2011a).
3.5.
Evidencias Indirectas de Planetas en Enanas Blancas
Si bien, como vimos anteriormente, se han detectado planetas en estrellas Gigantes
Rojas, en Púlsares, y en sistemas binarios en los que uno de sus componentes es una
Enana Blanca, los resultados más interesantes obtenidos hasta el momento se refiere a
la búsqueda y hallazgo de indicios indirectos de planetas en Enanas Blancas (Mullally
et al. 2009, Agol et al. 2010, Gänsicke et al. 2012). Tanto las lı́neas de metales que
contaminan las atmósferas de algunas Enanas Blancas como ası́ también la presencias
de discos de polvo caliente, que se manifiesta a través de excesos infrarrojos en sus
distribuciones espectrales de energı́a, podrı́an ser el resultado de un bombardeo de
planetesimales u otros cuerpos planetarios hacia la estrella (Zuckerman et al. 2010).
3.5.1.
Discos de Polvo
Zuckerman & Becklin (1987) descubrieron la primer Enana Blanca con un exceso infrarrojo, G29-38, y Wickramasinghe et al. (1988) fueron los primeros en sugerir
que el exceso se debı́a a un disco circunestelar. Reach et al. (2005) detectaron caracterı́sticas de emisión de silicatos a 10 µm con un espectro tomado por Spitzer (panel
superior Figura 3.12); ellos establecieron que un disco formado por granos pequeños,
a una distancia de 1-10 R de la estrella reproduce la emisión en el infrarrojo medio
detectada en G29-38. En el panel inferior de la Figura 3.12, se muestra la SED de
G29-38, en la que se le ha superpuesto el espectro de esta estrella. Allı́, se puede ver
claramente la emisión a 10 µm. Jura (2003) estimó una masa de este disco de 2×1023
g, lo que equivale a un asteroide de ∼200 Kilómetros. Dieciocho años después, Kilic
et al. (2005) y Becklin et al. (2005) identificaron la segunda Enana Blanca con un disco de escombros circunestelar, GD 362. Ésta última fue la Enana Blanca más rica en
metales conocidos en el momento (Gianninas et al. 2004). Zuckerman et al. (2007) encontraron que la gran abundancia de metales en GD 362 es consistente con la acreción
de un gran asteroide con una composición similar a la del sistema Tierra-Luna.
El lanzamiento del telescopio espacial Spitzer en 2003, posibilitó el estudio de
imágenes en el infrarrojo cercano y medio. Este telescopio poseı́a 3 instrumentos
(IRAC, MIPS e IRS)4 capaces de tomar imágenes y espectros entre 3-180 µm. La
4
Siglas en inglés: Infrared Array Camera, Multiband Imaging Photometer for Spitzer e Infrared
3.5 Evidencias Indirectas de Planetas en Enanas Blancas
61
Figura 3.12: En el panel superior se muestra el Espectro de G29-38; el mejor ajuste corresponde a
una combinación de 12 minerales, los cuales se presentan separados en distintos colores. En el panel
inferior, se tiene la SED de G29-38, en la que se le ha superpuesto el espectro de la estrella. Imágenes
extraı́das del trabajo de Reach et al. (2009) y http://www.spitzer.caltech.edu/, respectivamente.
Spectrograph, respectivamente.
62
Capı́tulo 3
Figura 3.13 muestra un diagrama con la extensión del Spitzer en el espectro electromagnético y las bandas en las cuales trabajan sus tres instrumentos. Además, se
puede ver el rango en el que se ubican la emisión de las estrellas y del polvo. Varios
programas de Spitzer se utilizaron o diseñaron para estudiar Enanas Blancas:
• Programas de estudios generales: Con la cámara IRAC, se realizaron los programas de Kuchner (P2313), Kilic (P474) y Farihi (P30807) y con la cámara MIPS, el
programa de Chu (P40953). En total, con estos 4 programas se observaron 310 Enanas
Blancas.
• Programas dirigidos a estudiar Enanas Blancas ricas en metales fueron los de
Jura (P275 y P50060), Burleigh (P30432 y P60161), Farihi (P30807, P60119, P70037
y P70116), Debes (P3655) y Kilic (P70023). En todos los casos se utilizó la cámara
IRAC. Se observó alrededor de 80-90 estrellas.
• Programa de estudio de Enanas Blancas procedentes de fusiones binarias con la
cámara IRAC por Hansen (P3309). Se observaron 14 objetos.
Figura 3.13: Diagrama de la cobertura de Spitzer en el espectro electromagnético, donde se puede
ver que IRAC toma imágenes en bandas centradas en 3,6; 4,5; 5,8 y 8 µm, MIPS obtiene imágenes en
24, 70 y 160 µm y IRS es sensible entre 5,3-40 µm. Imagen extraı́da de: http://www.spitzer.caltech.edu/.
Gracias a estos relevamientos, se han ido descubriendo estos discos de polvo
alrededor de Enanas Blancas a un ritmo creciente; 14 se descubrieron antes del 2010
(Farihi et al. 2009) y otros 14 entre 2010-2011 (Xu & Jura 2012). Actualmente, se
conocen unas 43 Enanas Blancas con discos circunestelares confirmados y el número
3.5 Evidencias Indirectas de Planetas en Enanas Blancas
63
sigue creciendo; hay 52 candidatos propuestos por Debes et al. (2011). Farihi et al.
(2009) estimaron que aproximadamente el 1-3 % de las Enanas Blancas aisladas con
edades de enfriamiento inferior a 0,5 Gyr poseen un exceso infrarrojo resultante de
un disco circunestelar. Estas mismas estrellas tienen también altas abundancias atmosféricas de calcio (Kilic et al. 2006, Jura et al. 2007a). En estos sistemas, todo el
polvo se encuentra dentro del lı́mite de Roche de la estrella, por lo que se trata de
discos calientes con temperaturas de ∼1000 K.
Tales discos de polvo no pueden haber sobrevivido a la evolución de la estrella, ni
pueden sobrevivir en escalas largas de tiempo a colisiones o al acoplamiento viscoso
entre el polvo y el gas (en el caso de un disco gaseoso) en su posición actual; esto
implica un origen reciente. La acreción de polvo circunesletar de discos de tipo debris,
originado por la destrucción tidal de asteroides, cometas o cuerpos rocosos menores
que originalmente formaban un sistema planetario orbitando la actual Enana Blanca,
es la explicación más ampliamente aceptada en la literatura (Zuckerman et al. 2010,
Hoard et al. 2013). Esto es apoyado por el hecho de que todas las Enanas Blancas con
excesos infrarrojos están contaminadas con metales (Figura 3.14). Hay, sin embargo,
muchas más Enanas Blancas contaminadas que con disco; alrededor del 25 % de las
DA (Enanas Blancas con atmósfera dominada hidrógeno) y el 33 % de las DB (Enanas
Blancas con atmósfera dominada por helio) tienen elementos pesados como O, Ca,
Mg, Si, Ni Ti, Cr, Mn y Fe en sus atmosferas (Zuckerman et al. 2003, 2010). Estos
elementos se encuentran en proporciones similares a las encontradas en la Tierra y
algunos elementos son 2 o 3 veces mas abundantes (por ej: Ca).
En el capı́tulo 2, se mostró que dado que la gravedad en la superficie de una
Enana Blanca es muy alta (log g ∼8), los elementos ligeros como el hidrógeno y el
helio flotan a la superficie, mientras que los elementos más pesados se hunden rápidamente. Es este mecanismo de separación gravitatoria el responsable de la alta pureza
de hidrógeno o de helio que se encuentra en la mayorı́a de las atmósferas de las Enanas
Blancas; cualquier posible elemento quı́mico pesado (Ca, Fe, Mg, Cr, Ni, S, O, Na,
etc.) en sus atmósferas se debe hundir en escalas temporales de unos pocos dı́as a un
millón de años, dependiendo de la masa y temperatura superficial (Koester & Wilken
2006). Este tiempo es considerablemente menor que el tiempo de enfriamiento de
estos objetos (108 -109 años). Por lo tanto estos elementos no pueden ser primordiales.
Hay un puñado de estas Enanas Blancas altamente contaminadas que no evidencian excesos infrarrojos. Becklin et al. (2005) plantearon que, en los casos en que se
ha detectado un disco, estamos observando un momento especial, después de una perturbación y dispersión reciente de un cuerpo asteroidal o planetario. Por lo tanto, se
formó un disco con una vida finita, y relativamente corta, después de la cual todos los
materiales serán acretados a la estrella. Estos autores, sugirieron que algunas de las
estrellas contaminadas sin discos de polvo pueden ya haber acretado sus discos. Por
64
Capı́tulo 3
Figura 3.14: Espectros de 4 Enanas Blancas con discos, que presentan lineas de Ca, Mg y Si. Imagen
extraı́da del trabajo de Dufour et al. (2010).
otro lado, Farihi et al (2010b) propusieron que estas estrellas también poseen discos,
pero que son demasiado débiles para ser detectados o que los mismos coinciden con
el plano del cielo (inclinación de 90o , respecto a nuestra lı́nea de visión) y por lo tanto
serian débiles y no detectables.
Un tipo completamente diferente de disco de polvo se ha descubierto alrededor
de la estrella central de la nebulosa Helix (WD 2226−210), una Enana Blanca extremadamente caliente con una temperatura efectiva de 110000 K. Su et al. (2007),
encontraron exceso de emisión de una fuente puntual coincidente con la estrella central de esta nebulosa, con Spitzer en 8, 24 y 70 µm (Figura 3.15). Dicho exceso se
asoció a la presencia de un disco de polvo, con temperaturas de cuerpo negro de 90130 K. Estos autores, suponiendo que se trata de un disco de escombros ópticamente
delgado, estimaron que el polvo se distribuye en un anillo entre ∼35 -150 UA de la
estrella central, y tiene una masa de ∼0,13 M . Además, plantearon que este disco
posiblemente es resultante de las colisiones de objetos análogos al Cinturón de Kuiper
o la desintegración de los cometas de una nube de Oort, que han sobrevivido a la
evolución de la estrella central. Chu et al. (2011) estimaron que este tipo de discos de
polvo se encontrarı́a alrededor del 15 % de las Enanas Blancas y pre-Enanas Blancas,
que se encuentran en el centro de una nebulosa planetaria.
3.5 Evidencias Indirectas de Planetas en Enanas Blancas
65
Figura 3.15: SED del objeto central de la nebulosa Helix. Imagen extraı́da del trabajo de Su et al.
(2007).
3.5.2.
Discos de Gas
Este cuadro se ha complicado aún más por el descubrimiento de discos gaseosos
alrededor de un puñado de Enanas Blancas. Gänsicke et al. (2006) encontraron la
primera detección de lı́neas de emisión inusuales de calcio de la Enana Blanca contaminada por metales, SDSS J1228 +1040, a la cual más tarde se le encontró también
un disco de polvo (Brinkworth et al., 2009). En la Figura 3.16, se muestra el espectro de SDSS J1228 +1040, en el que se puede ver la forma de doble pico del triplete
de calcio, el cual es distintivo de un gas en un disco Kepleriano estable en rotación.
Esto es común en binarias de acreción, sin embargo ninguna de estas estrellas muestra evidencia de un compañero de masa estelar. Más adelante, se detectaron 5 Enanas
Blancas más con discos gaseosos (Gänsicke 2011, Gänsicke et al. 2007, 2008), que
también presentan discos de polvo. Búsquedas adicionales sugieren que este es un
fenómeno raro (Gänsicke et al. 2007).
Parece plausible que tales discos gaseosos estén relacionados con los discos de
polvo circunestelares y la contaminación de las Enanas Blancas. Se planteó la posibilidad de que el disco de gas resulta cuando se subliman materiales polvorientos. Sin
embargo, las observaciones indican que el disco de gas se encuentra fuera del radio
de la sublimación para el calcio. La detección de discos de polvo y discos gaseosos,
apoyarı́an la idea de que los discos se forman de la destrucción tidal de asteroides o
cometas.
66
Capı́tulo 3
Figura 3.16: Espectro de SDSS J1228 +1040, donde se puede observar la forma de doble pico de la
lı́nea de calcio. Imagen extraı́da del trabajo de Gänsicke et al. (2006).
Capı́tulo 4
Modelado de las Distribuciones
Espectrales de Energı́a de Enanas
Blancas con Discos Debris
4.1.
Introducción
Si bien hay 43 Enanas Blancas en la literatura que presentan excesos infrarrojos
en sus SEDs, como por ejemplo G 29−38, GD 362, GD 56, GD 16, etc. (Zuckermann
& Becklin 1987, Kilic et al. 2005, Becklin et al. 2005, Kilic et al. 2006, Farihi et al.
2009), no se ha intentado modelar o caracterizar en forma sistemática estos excesos.
En la mayorı́a de los casos, se les ha ajustado una planckeana de una determinada
temperatura (Figura 4.1). En este capı́tulo, se presenta el modelado de las SEDs de
un conjunto de 29 de estas Enanas Blancas que presentan excesos infrarrojos, para lo
cual se utilizó un código de discos debris (Wolf & Hillenbrand 2003), con el fin de
caracterizar dichos excesos. En primer lugar, se describen las caracterı́sticas de estas
Enanas Blancas y se presenta la muestra analizada (Sección 4.2). Luego, se muestran
el modelo utilizado para reproducir las SEDs y los resultados obtenidos (Sección 4.3).
Posteriormente, habiendo caracterizado estos discos, se compara la ubicación de los
mismos con la zona de habitabilidad de cada Enana Blanca de la muestra analizada
(Sección 4.4). Además, las dimensiones y masas de estos anillos son comparadas con
las de discos de tipo debris presentes en estrellas de Secuencia Principal (Sección 4.5).
4.2.
Muestra Analizada
Para construir la muestra, se realizó una intensa búsqueda en la literatura con el fin
de identificar todas las Enanas Blancas conocidas al presente que presentan excesos
68
Capı́tulo 4
Figura 4.1: Ejemplo de una SED (GD 16) en la que se ha ajustado una planckeana para intentar
obtener alguna caracterı́stica del disco. Imagen obtenida del trabajo de Farihi et al. (2009).
infrarrojos en sus SEDs. En esta búsqueda, se encontraron 43 estrellas que presentan
dichos excesos (Zuckermann & Becklin 1987, Becklin et al. 2005, Kilic et al. 2005,
Gänsicke et al. 2006, Kilic et al. 2006, Jura et al. 2007a, 2007b, Kilic & Redfield 2007,
Mullally et al. 2007, Farihi et al. 2008, Brinkworth et al. 2009, Farihi et al. 2009, Jura
et al. 2009, Reach et al. 2009, Dufour et al. 2010, Farihi et al. 2010a, 2010b, Debes
et al. 2011a, 2011b, Farihi et al. 2011a, 2011b, Melis et al. 2011, Barber et al. 2012,
Brinkworth et al. 2012, Girven et al. 2012, Kilic et al. 2012, Melis et al. 2012, Xu
& Jura 2012, Hoard et al. 2013, Wang et al. 2013). Para cada objeto, se recopilaron
parámetros estelares tales como: temperatura, distancia, luminosidad y magnitudes,
y flujos (óptico, IR cercano y medio). Además, con el fin de disponer de la mayor
cantidad de datos posibles para realizar el modelado, se buscaron también magnitudes
y flujos en bases de datos (2MASS1 y WISE2 ).
En general, como se ve en el panel izquierdo de la Figura 4.2, estas Enanas Blancas
se encuentran en un amplio rango de temperaturas, aproximadamente entre 6000 y
25000 K. En principio, no existe una distribución preferencial de temperatura. En el
panel derecho de la Figura 4.2 se muestra la distribución de distancias. Allı́ se puede
ver que la mayorı́a se encuentra a una distancia menor a los 250 pc, siendo la distancia
media de d = 110 pc (sin tener en cuenta el caso de WD J1557+0916, ya que es la
única que se encuentra a d > 250 pc). En cuanto a la magnitudes V y K (paneles
izquierdo y derecho respectivamente de la Figura 4.3), se ve que estos objetos son
1
2MASS: siglas en ingles de Two Micron All Sky Survey. Datos obtenidos de
http://irsa.ipac.caltech.edu/cgi-bin/Gator/nph-dd?catalog=fp psc.
2
WISE: siglas en ingles de Wide-Field Infrared Survey Explorer. Datos obtenidos de
http://irsa.ipac.caltech.edu/cgi-bin/Gator/nph-dd.
4.2 Muestra Analizada
69
Figura 4.2: Distribuciones de temperatura (izquierda) y distancias (derecha) para estas Enanas Blancas que presentan excesos infrarrojos en sus SEDs.
bastante débiles; estas estrellas se encuentran en un rango de magnitud V entre 13-17
y en magnitud K la mayorı́a tiene valores entre 14-18,5. Por último, en la Figura 4.4
se presenta la distribución de metalicidades. Si bien el contenido metálico es bastante
pequeño (−9,5 < log Ca/H < −5), hay que recordar que, por lo visto en el Capı́tulo 2,
en estas estrellas no se esperaba encontrar ningún elemento pesado en su superficie.
Figura 4.3: Distribuciones de magnitudes V (izquierda) y K (derecha) para las Enanas Blancas que
presentan excesos infrarrojos en sus SEDs.
70
Capı́tulo 4
Figura 4.4: Distribución de Metalicidades para las Enanas Blancas que presentan excesos infrarrojos
en sus SEDs.
Para el modelado de las SEDs, de estas 43 Enanas Blancas se eligieron aquellas
cuyos parámetros estelares eran más confiables; la muestra analizada final está formada por 29 de estos objetos. En la Tabla 4.1, se listan algunos parámetros de estas
estrellas, obtenidos de la literatura.
4.3.
Modelado de las SEDs
4.3.1.
Modelo Utilizado
El modelado de las SEDs se realizó mediante el código de Wolf & Hillenbrand
(2003), el cual es de acceso libre3 . La emisión de la estrella (el continuo) se modela
con un cuerpo negro. Es decir, la luminosidad estelar monocromática Lλ;S de la estrella
puede ser expresada de la siguiente manera:
Lλ;S = 4πR2S Bλ (T e f f ),
(4.1)
donde RS es el radio estelar, T e f f la temperatura efectiva, y Bλ (T e f f ) representa a
la función de Planck correspondiente a la temperatura efectiva de la estrella para la
longitud de onda considerada.
Este modelo asume que la masa de gas en los discos es lo suficientemente baja
como para despreciar cualquier tipo de interacción entre dicha masa y las partı́culas de
3
http://www1.astrophysik.uni-kiel.de/dds/.
4.3 Modelado de las SEDs
71
Tabla 4.1: Algunos parámetros de las 29 Enanas Blancas con excesos en las SEDs modeladas
en este Capı́tulo
Nombre
WD 0146+187
WD 0249−052
WD 0300−013
WD 0408−041
WD 0420−731
WD 0420+520
WD 0435+410
WD J0738+1835
WD 0836+404
WD 0842+231
WD 1015+161
WD 1041+091
WD 1046−017
WD 1116+026
WD 1124−293
WD 1150−153
WD 1226+110
WD 1349−230
WD 1448+411
WD 1456+298
WD 1457−086
WD 1541+650
WD J1617+1620
WD 1729+371
WD 1929+012
WD 2115−560
WD 2326+049
WD 2329+407
SDSS J0004−0340
T [K]1
L [L ]
d [pc]
V
K
log Ca/H
11500
17823
15300
14400
17653 (19400)
24301
17280
13600 (12800)
11712
18600
19948
17912
14266
12290
9400
12800 (13500)
22020
18200
13571 (14400)
7266
21450
11880
13432 (13800)
9740 (11200)
20890
9700 (10000)
11820 (12500)
13900 (14500)
6887
0,0016
0,0115
0,0083
0,0087
0,0135
0,0300
0,0090
0,0018
0,0025
0,0087
0,0200
0,0100
0,0050
0,0040
0,0010
0,0035
0,0260
0,0100
0,0050
0,0004
0,0190
0,0022
0,0052
0,0001
0,0284
0,0011
0,0018
0,0060
0,0004
48
104
74
72
79
76
50
120
59
85
91
183
75
38
33,6
85
142
120
80
29
110
55
122
25
55
22
14
33
51
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
16,730
15,358
15,735
15,621
15,440
14,901
16,484
16,003
14,611
14,602
16,119
15,614
15,429
15,604
14,454
12,689
15,800
−5,8
−6
−7,1
−7,5
−6,2
−6,9
−6,3
−7,3
−8,53
−6,7
−5,76
−8
−9,31
−6,1
−5,2
−6,1
−7,6
−6,9
-
Nota: 1 Los valores de temperatura encerrados entre paréntesis, corresponden a los utilizados
en el modelado de las SEDs (Sección 4.3).
72
Capı́tulo 4
polvo, o la radiación estelar. Bajo esta suposición, los granos de polvo son calentados
únicamente por la radiación directa de la estrella. Además, se asume que el disco es
ópticamente delgado, por lo que los procesos de dispersión múltiple y calentamiento
del polvo por re-emisiones de las mismas partı́culas se desprecian. Dentro de estas
condiciones, los únicos procesos a considerar son, la dispersión, la absorción y la
posterior re-emisión de la radiación estelar, por partı́culas de polvo que se suponen
como esferas homogéneas de una dada composición quı́mica. La contribución de cada
uno de estos procesos puede expresarse analı́ticamente de la siguiente manera:
La energı́a absorbida por una única partı́cula de polvo por unidad de tiempo en la
longitud de onda λ, será:
abs
Lλ;g
=
Lλ;S Qabs
λ
πD2
,
4πa2
(4.2)
donde D es el radio de la partı́cula, a es la distancia a la estrella y Qabs
λ es el coeficiente
de eficiencia de absorción. Suponiendo que las partı́culas de polvo emiten como cuerpos negros, la energı́a por unidad de tiempo que es re-emitida por una única partı́cula
de polvo puede expresarse de la siguiente manera:
emi
Lλ;g
= 4πD2 Qabs
λ πBλ (T g ),
(4.3)
donde T g es la temperatura de la partı́cula, la cual depende de la distancia a la estrella.
La energı́a dispersada por unidad de tiempo, por un único grano de polvo será:
disp
Lλ;g
=
Lλ;S AQdisp
λ
D 2
2a
,
(4.4)
donde A es el albedo de la partı́cula y Qdisp
es el coeficiente de eficiencia de dispersión.
λ
abs
Al igual que Qλ , este coeficiente depende del tamaño del polvo y de su composición
quı́mica. Ambos coeficientes se encuentran tabulados para diferentes composiciones
quı́micas y tamaños de partı́cula.
El código calcula las expresiones (4.1), (4.2), (4.3) y (4.4) para cada uno de los
granos de polvo de los diferentes tamaños y composición quı́mica considerados en el
intervalo de longitudes de onda de interés. La SED emergente es la suma de cada una
de esas contribuciones en cada longitud de onda.
Este modelo cuenta con un conjunto de parámetros que se pueden clasificar en tres
grupos: parámetros de la estrella, los observables y parámetros del disco. Los parámetros estelares son la luminosidad y temperatura efectiva, mientras que el conjunto de
parámetros observables son: la distancia, el intervalo de longitudes de onda a considerar en el modelo y los valores de flujos medidos. El conjunto de parámetros del
4.3 Modelado de las SEDs
73
disco son: radios interno (aint ) y externo (aext ), masa de polvo contenida en el mismo
(M polvo ), distribución radial de las partı́culas de polvo en el disco (ρ(a)), distribución
de tamaños de las partı́culas (N(D)), composición quı́mica y tamaños mı́nimo (Dmin )
y máximo (Dmax ) de los granos de polvo. Tanto la distribución radial del polvo como
la distribución de tamaños de las partı́culas siguen una ley de potencias:
ρ(a) = a−q
N(D) = D−X
donde q y X son ı́ndices que, en principio se pueden variar.
4.3.2.
Procedimiento de Modelado
Los parámetros estelares y la distancia se mantuvieron fijos, utilizando los datos
recopilados en la Tabla 4.1. Sin embargo, en algunos casos, no se pudo reproducir
el máximo de la planckeana con la temperatura obtenida en la literatura, por lo que
se tuvo que variar el valor de ésta para poder tener un mejor ajuste de la SED. Esta
variación no fue mayor al 10 % (de acuerdo a lo visto en el Capı́tulo 2). Los valores
utilizados son los que se encuentran entre paréntesis en la Tabla 4.1. Los valores de
flujos observados de cada estrella se tomaron a partir de los datos publicados en la
bibliografı́a y el intervalo de longitudes de onda se fijó en λ = 0 − 60 µm.
Los parámetros que se ajustaron fueron: aint , aext , M polvo , Dmin , Dmax y la composición quı́mica. Ésta última en un primer momento se mantuvo fija, asumiendo que los
discos se encuentran compuestos únicamente por silicatos astronómicos. Sin embargo, para los casos de WD 0146+187, WD 0408-041, WD 1457-086, WD 1541+650,
WD 1929+012, WD 2115-560 y SDSS J0004-0340 el valor del radio interno del disco
resultó menor al valor del radio de sublimación del polvo, por lo que se decidió variar dicha composición. En estos casos en particular, se asumió, además de silicatos
astronómicos, la presencia de olivinos ricos en hierro y magnesio.
Los olivinos son una clase de silicatos, cuya fórmula quı́mica es A2 S iO4 , donde A
puede ser hierro (Fe), magnesio (Mg), manganeso (Mn), etc o combinaciones de éstos
en distintas proporciones. Para estos ajustes, se tomó una combinación entre hierro y
magnesio (MgFe)2 S iO4 ya que se trata del olivino más abundante en la Tierra4 , se ha
encontrado en el interior de asteroides, asi como en el polvo que dejan a su paso los
cometas. Además, son los silicatos que predominan en el espectro de G29−38, según
4
Se encuentra en muchas rocas ı́gneas y es uno de los constituyentes importantes de la zona superior
del manto terrestre.
74
Capı́tulo 4
el modelado realizado por Reach et al. (2005). En cuanto a la proporción, se adoptó la
que mejor ajustaba las SEDs.
La distribución radial del material (ρ(a)) es un parámetro muy difı́cil de determinar, ya que puede ser afectado por diversos mecanismos como ası́ también por la
historia evolutiva del disco y sus circunstancias particulares, como por ejemplo, la
presencia de uno o mas cuerpos masivos, una estrella compañera cercana, etc. En los
casos en que se ha logrado ajustar una distribución de este tipo en estrellas de Secuencia Principal, se ha encontrado que el ı́ndice q toma valores entre q = 1-3 (ver por
ejemplo HD 32297, Maness et al. 2008; Schneider et al. 2006). En las estrellas de tipo
T-Tauri se ha observado que q yace prácticamente en el mismo rango, tomando valores
entre q = 1,9-2,4 (Kenyon & Hartmann 1987; Chiang & Goldreich 1999; D Alessio
et al. 1999). Lo mismo ocurre para el Sistema Solar, donde se ha mostrado que q =
1,0-2,4 dependiendo de la distancia al Sol (Gor’kavyi et al. 1997; Kelsall et al. 1998).
Para el modelado presentado en este trabajo, se fijó el valor de q = 1,5 en un intento
de seleccionar un valor intermedio lo más representativo posible para la mayorı́a de
los sistemas.
Respecto a la la distribución de tamaños de los granos de polvo, se sabe poco
acerca de la tasa de producción de polvo en colisiones de cometas o asteroides ya que
esto va a depender en algún grado de la composición y estructura interna de los cuerpos
colisionantes. La distribución de partı́culas de polvo adoptada en este modelado es la
resultante de una cascada colisional infinita (Dominik & Decin 2003), donde el ı́ndice
X tiene la siguiente forma:
X = 2 − 3b.
Si se tiene que las partı́culas colisionantes son de igual tamaño, b = 11/6. Teniendo
esto en cuenta, se tomó el parámetro X = 3,5. Se asume una distribución de este tipo
porque resulta independiente de las propiedades del material que colisiona y es una
aproximación razonable, dado que estos discos se originan mediante colisiones entre
cometas, asteroides o análogos al Cinturón de Kuiper.
4.3.3.
Resultados Obtenidos
En la Figura 4.5 se muestran las SEDs obtenidas para una composición quı́mica
de 100 % silicatos astronómicos. Se puede notar que, en la mayorı́a de los casos, el
modelo predice un pico alrededor de 10 − 12 µm. Si bien esto inicialmente sorprendió,
se encontraron en la literatura espectros tomados por Spitzer de 6 Enanas Blancas que
presentan excesos infrarrojos (Figura 4.6), revelando la emisión de silicatos a 10 µm
(Jura et al. 2009). Estas bandas de emisión, presentan alas anchas que se extienden
hasta 12 µm, y son caracterı́stica de olivinos, que, para estas 6 estrellas, se tomaron
4.3 Modelado de las SEDs
75
con abundancias iguales de hierro y magnesio. Además, estos espectros muestran que
no hay presencia de PAHs5 circunestelares, aunque estas 6 Enanas Blancas son suficientemente calientes para poder excitar la emisión de de estos compuestos. Por lo
tanto, la ausencia de emisiones de PAH en sus espectros sugiere que las Enanas Blancas tienen material circunestelar rico en silicatos y pobre en carbono. Estos datos son
consistentes con la idea de que asteroides extrasolares, deficientes en carbono (Jura
2006, 2008), son destruidos tidalmente formando y reponiendo los discos.
En las Figuras 4.7 y 4.8, se presentan las SEDs obtenidas para una composición
quı́mica de 50 % silicatos astronómicos + 50 % Mg(0.8)Fe(1.2)SiO(4) y 80 % silicatos
astronómicos + 20 % Mg(0.8)Fe(1.2)SiO(4), respectivamente. En las Tablas 4.2 y 4.3,
se detallan las caracterı́sticas de los discos, para las distintas composiciones quı́micas
consideradas. En ellas se puede ver que:
• En la mayorı́a de los casos, el aint está dado por el radio de sublimación del
polvo, y sus valores se hallan comprendidos entre 0,07 R < aint < 4,94 R .
• Los valores de aext se encuentran comprendidos entre 1,29 R < aext < 75,23 R .
Por lo tanto, estos discos tienen un aext media ∼ 38,26 R .
• La masa de los discos, en unidades de masa de Ceres (MC = 0,013 ML ), se
encuentra en un rango entre 6,29 × 10−7 MC < M polvo < 6,29 × 10−5 MC . Esto implica
una M polvo media ∼ 3,18 × 10−5 MC .
• El tamaño de los granos de polvo, varı́a entre 0,1 µm < D < 50 µm.
WD 1150-153
En el caso particular de WD 1150−153, no se logró realizar un ajuste aceptable
de la SED utilizando este modelo (Figura 4.9), por lo que se decidió ajustarle una
planckeana (Figura 4.10). Las caracterı́sticas de la planckeana que mejor ajusta estos
excesos están dadas en la Tabla 4.4. Analizando estas caracterı́sticas, se ve que podrı́a
tratarse de un sistema binario formado por una Enana Blanca y una Enana Marrón, ya
que, como se vio en el Capitulo 3, tanto la temperatura como la luminosidad de esta
planckeana son propias de Enanas Marrones. Además, esta SED presenta similitudes
a los candidatos Enana Blanca + Enana Marrón propuestos por Wang et al. (2013).
Esto podrı́a comprobarse mediante imágenes coronográficas de alta resolución o con
velocidades radiales. Otra posibilidad, es que esta estrella (WD 1150−153) posea un
disco ópticamente grueso y, por lo tanto, el modelo utilizado no logra realizar un buen
ajuste de la SED.
5
Siglas en inglés de: Hidrocarburos Aromáticos Policı́clicos. Se trata de compuestos orgánicos,
presentes en el petróleo, carbón, etc. y también se los ha encontrado en el medio interestelar, cometas
y meteoritos.
76
Capı́tulo 4
Tabla 4.2: Caracterı́sticas obtenidas de los discos para una composición quı́mica de 100 %
silicatos astronómicos2
Nombre
WD 0249-052
WD 0300-013
WD 0420-731
WD 0420+520
WD 0435+410
WD J0738+1835
WD 0836+404
WD 0842+231
WD 1015+161
WD 1041+091
WD 1046-017
WD 1116+026
WD 1124-293
WD 1226+110
WD 1349-230
WD 1448+411
WD 1456+298
WD J1617+1620
WD 1729+371
WD 2326+049
WD 2329+407
aint [R ] aext [R ]
4,94
0,60
0,90
1,32
0,62
0,33
1,93
0,61
1,09
0,41
1,93
0,43
1,93
1,62
1,01
1,93
1,93
0,73
0,07
0,64
1,93
6,88
16,12
10,75
16,12
16,12
16,55
8,60
4,30
21,49
6,45
16,12
16,12
16,12
12,90
10,75
12,90
16,12
16,12
6,45
1,29
2,15
M polvo [MC ]
Dmin [µm]
Dmax [µm]
1,57 x 10−5
1,05 x 10−5
6,29 x 10−6
5,03 x 10−6
4,40 x 10−6
1,79 x 10−5
5,34 x 10−6
1,89 x 10−5
7,54 x 10−6
6,29 x 10−7
9,43 x 10−6
1,07 x 10−5
3,14 x 10−6
1,26 x 10−5
3,77 x 10−6
1,01 x 10−5
9,43 x 10−6
1,05 x 10−5
2,70 x 10−5
1,16 x 10−5
4,40 x 10−6
5
8
2
2
10
2
2
20
2
0,1
2
5
1
1
1
2
1
1
20
15
10
8
8
2
2
10
2,5
5
50
8
5
2
10
1
8
2
5
1
2
50
40
10
Nota: 2 Los valores subrayados corresponden a aint = R sub .
4.4.
Ubicación de Discos vs. Zona de Habitabilidad
La zona de Habitabilidad es una región de interés para todos los sistemas planetarios y por tal motivo, se decidió calcularla y comparar su localización con la ubicación
de estos discos presentes en las Enanas Blancas que forman la muestra (con excepción
de WD 1150−153 ya que no se logró realizar un buen ajuste de su SED).
4.4 Ubicación de Discos vs. Zona de Habitabilidad
77
Tabla 4.3: Caracterı́sticas obtenidas de los discos para una composición quı́mica de silicatos
astronómicos + Mg(0.8)Fe(1.2)SiO(4)3
Nombre
WD 0146+187
WD 0408-041
WD 1457-086
WD 1541+650
WD 1929+012
SDSS J0004-0340
WD 2115-560
aint [R ] aext [R ]
0,25
0,55
0,87
0,30
0,80
0,39
0,22
4,30
3,22
75,23
4,30
6,45
21,49
4,30
M polvo [MC ]
Dmin [µm]
Dmax [µm]
20
12
1
20
50
2
30
20
15
1
50
50
2
30
−5
2,20 x 10
1,89 x 10−5
3,77 x 10−5
3,33 x 10−5
6,29 x 10−5
2,51 x 10−5
1,45 x 10−5
Nota: 3 En la mayorı́a de los casos, se tomó una composición quı́mica de 50 % silicatos astronómicos + 50 % Mg(0.8)Fe(1.2)SiO(4). Para WD 2115−560, se tomo la misma composición quı́mica, pero se varió la proporción (80 % silicatos astronómicos + 20 %
Mg(0.8)Fe(1.2)SiO(4)). Los valores subrayados, al igual que en la Tabla 4.2 corresponden a
aint = R sub .
Tabla 4.4: Caracterı́sticas de la planckeana ajustada en el caso de WD 1150−153
Nombre
WD 1150−153b
4.4.1.
T e f f [K]
L [L ]
1300
0,00015
Modelo Utilizado
La zona de habitabilidad para estas Enanas Blancas, se calculó utilizando el modelo de temperatura constante. Este es un modelo sencillo, dado que no tiene en cuenta
consideraciones de tipo climático ni de composición atmosférica, pero que permite
analizar en forma adecuada la variación de la Zona de Habitabilidad con la luminosidad estelar.
En primer lugar, se muestra el caso particular de nuestro planeta, y luego se generaliza para cualquier sistema planetario. Para determinar la Zona de Habitabilidad en el
caso de la Tierra, debemos realizar un balance energético entre la cantidad de energı́a
que ingresa al planeta (Eabs ) y la cantidad de energı́a que sale (Eemi ) suponiendo que
el planeta emite como cuerpo negro:
Eabs = πrT2 S ,
(4.5)
78
Capı́tulo 4
Eemi = 4πσrT2 T T4 ,
(4.6)
donde rT y T T son el radio y la temperatura de Tierra, respectivamente, y σ es la
constante de Boltzmann. S es la llamada constante solar (cantidad de radiación que
incide sobre la Tierra generada por el Sol), cuyo valor se puede determinar a una
distancia fija d:
S =
L
,
4πd2
(4.7)
Igualando las ecuaciones (4.5) y (4.6) y teniendo en cuenta la ecuación (4.7), obtenemos:
σT T4 =
L
,
16πd2
(4.8)
Evaluando (4.8) en los valores promedios de la Tierra: T = 288 K (15 ◦ C) y d = 1UA:
σ(288)4 =
L
.
16π(1 UA)2
(4.9)
Tomando el cociente entre (4.8) y (4.9) se llega a:
288
d=
τ
!2
(1UA),
(4.10)
donde ahora, d representa la posición o distancia de la Zona de Habitabilidad en función de la temperatura promedio de la Tierra y de una temperatura de calibración τ
que en este caso está representada por las temperaturas lı́mites para la existencia del
agua en estado lı́quido: las temperaturas de ebullición del agua (373,15 K) y de congelamiento (273,15 K). Evaluando la ecuación (4.10) en estos valores, se obtiene:
dint = 0,6 UA
(4.11)
dext = 1,11 UA.
Teniendo en cuenta la relación entre luminosidad (L), temperatura (T e f f ) y radio de la
estrella (R):
4.4 Ubicación de Discos vs. Zona de Habitabilidad
L = 4πR2 σT e4f f ,
79
(4.12)
y combinando las ecuaciones (4.7) y (4.12), se obtiene:
S =
σT e4f f
R 2
d
,
(4.13)
mediante la cual es posible calcular el valor de la constante solar en los lı́mites (4.11),
encontrando:
S int = 3794,78 W/m2
(4.14)
S ext = 1129,02 W/m2 .
El formalismo anterior puede extenderse a cualquier sistema planetario, siempre y
cuando se cumpla que el flujo estelar, que determina los lı́mites internos y externos,
sea el mismo que el establecido para el caso de la Tierra. Entonces, la ecuación (4.12)
se puede escribir como:
S ext
int
=
σT e4f f
R∗
ext
dint
!2
,
(4.15)
donde S ext
int están dados por los valores obtenidos en (4.14). Los lı́mites de la Zona de
Habitabilidad pueden entonces expresarse como:
ext
dint
4.4.2.
 4 2 1/2
 σT e f f R∗ 
 .
= 
S ext
int
(4.16)
Resultados Obtenidos
Utilizando la ecuación (4.16) y la relación (4.12), junto con los parámetros estelares dados en la Tabla 4.1, se calcularon los valores lı́mites de la zona de habitabilidad
de estas Enanas Blancas. Los resultados, se listan en la Tabla 4.5. Allı́ se puede ver
que:
• los valores de lı́mite interno dint se encuentran comprendidos entre: 1,29 R <
dint < 22,29 R .
80
Capı́tulo 4
Tabla 4.5: Lı́mites interior y exterior de la zona de habitabilidad de las Enanas Blancas que
forman la muestra
Nombre
WD 0146+187
WD 0249-052
WD 0300-013
WD 0408-041
WD 0420-731
WD 0420+520
WD 0435+410
WD J0738+1835
WD 0836+404
WD 0842+231
WD 1015+161
WD 1041+091
WD 1046-017
WD 1116+026
WD 1124-293
WD 1226+110
WD 1349-230
WD 1448+411
WD 1456+298
WD 1457-086
WD 1541+650
WD J1617+1620
WD 1729+371
WD 1929+012
WD 2115-560
WD 2326+049
WD 2329+407
SDSS J0004-0340
dint [R ] dext [R ]
5,10
13,80
11,73
11,99
14,96
22,29
12,21
5,46
6,44
12,00
18,20
15,41
9,10
8,15
4,09
20,75
12,87
9,10
2,69
17,74
5,99
9,28
1,29
21,70
4,27
5,46
9,97
2,57
9,35
25,31
21,51
21,99
27,42
40,87
22,39
10,01
11,80
22,01
33,37
28,26
16,69
14,95
7,50
38,04
23,60
16,69
4,93
32,52
10,97
17,02
2,36
39,79
7,83
10,01
18,28
4,72
• los valores de lı́mite externo dext se encuentran comprendidos entre: 2,36 R <
dext < 40,87 R .
En las Figuras 4.11 y 4.12 se presenta la comparación entre la ubicación de la zona
de habitabilidad y los discos presentes en estas Enanas Blancas. En la Figura 4.11, se
4.5 Comparación de Parámetros de Discos en Enanas Blancas y en Estrellas de
Secuencia Principal
81
muestran los casos en los que existe una superposición entre esta región y el disco. En
la Figura 4.12 se ven los casos en los que no hay una superposición, sin embargo se
puede notar que dicha región no se encuentra muy alejada de estos discos de polvo.
Teniendo en cuenta que, por lo visto en el Capı́tulo 2, la zona de habitabilidad de las
Enanas Blancas varı́a con la temperatura, la luminosidad estelar y la edad (Agol 2011),
más adelante los casos que presentan superposición ya no la evidenciarı́an y viceversa.
4.5.
Comparación de Parámetros de Discos en Enanas
Blancas y en Estrellas de Secuencia Principal
Como se vió en el Capı́tulo 1, se denomina discos debris o de escombros a los
discos presentes en estrellas de Secuencia Principal. Estos tienen poco gas, están compuestos por partı́culas de polvo que se originan por colisiones entre objetos análogos
al Cinturón de Kuiper (polvo de segunda generación) y se encuentran ubicados entre
10-100 UA de la estrella, aunque existen excepciones como es el caso de HD 69830.
Esta es una estrella de tipo espectral G7,5-K0 V a la que se le ha detectado tres planetas y un disco debris ubicado entre ellos, similar al Cinturón de Asteroides del Sistema
Solar, pero más masivo (panel superior Figura 4.13). Los planetas se ubican respectivamente a 0,0785, 0,186 y 0,63 UA de la estrella y el disco debris se encuentra a una
distancia de 0,42 UA; el planeta mas externo estaria en la zona de habitabilidad de la
estrella. Además en el panel inferior de la Figura 4.13, se muestra que el análisis del
polvo revela la presencia de un olivino llamado forsterita, similar a la del cometa HaleBopp (Beichman et al. 2005). Si bien este sistema tiene un disco cercano a la estrella,
los discos presentes en Enanas Blancas lo son aún más. En esta sección, se comparan
caracterı́sticas (radio externo y masa) entre discos presentes en Enanas Blancas y en
estrellas de Secuencia Principal.
4.5.1.
Radio Externo
Los valores de radio externo de discos presentes en estrellas de Secuencia Principal, se obtuvieron de la base de datos “Catalog of Circumstellar Disks” 6 . De esta base
de datos, se utilizó el catálogo “Catalog of Resolved Disks” donde se muestran caracterı́sticas, tanto de la estrella como del disco, de 40 estrellas de Secuencia Principal y
130 estrellas de Pre-Secuencia Principal.
En la Figura 4.14 se presenta una distribución de radio externo para estas estrellas. Allı́ se puede ver que los radios externos de estos discos aDS P se encuentran en
un amplio rango de valores: 400 R < aDS P < 118000 R . El valor medio de esta
6
http://www.circumstellardisks.org/.
82
Capı́tulo 4
distribución es aDS P = 59200 R . Al comparar en forma directa el valor medio de
radio externo en discos presentes en Enanas Blancas (aDEB = 38,26 R ) y en estrellas
de Secuencia Principal, se puede notar que éstos últimos son aproximadamente 1500
veces más grandes que los discos de Enanas Blancas:
aDS P
= 1547, 3.
aDEB
Si se compara la relación entre el radio del disco y el radio de la estrella, utilizando
los valores medios de los radios de las estrellas7 :
aEB = 0,009 R
aS P = 1,25 R ,
se ve que se obtienen valores que no son comparables entre si:
aDEB
aEB
= 4251,
aDS P
aS P
= 47360.
Esto valores tienen un orden de magnitud de diferencia, por lo que los discos en
Enanas Blancas son considerablemente menores que los discos de estrellas de Secuencia Principal.
Con los valores medios de radio externo y distancia (aDEB = 38,26 R y d =
110 pc), se calculó el tamaño angular medio (δ) de estos anillos presentes en Enanas
Blancas, utilizando la relación:
δ = 2arctg
a
DEB
D
,
(4.17)
siendo el valor obtenido δ = 0,18”. Los grandes telescopios, con óptica adaptativa,
pueden alcanzar altı́simas resoluciones. Por ejemplo, en Gemini Norte está el instrumento NIRI, que con la óptica adaptativa de Altair, puede proporcionar una resolución
de 0,02” por pixel, mientras que en Gemini Sur, se encuentra Flamingos-2 que, junto con la óptica adaptativa de MCAO, puede proporcionar una resolución de 0,09”
7
En el caso de las estrellas de Secuencia Principal, se tuvo en cuenta que se han detectado discos en
estrellas de tipos espectrales A, F, G, K y M.
4.5 Comparación de Parámetros de Discos en Enanas Blancas y en Estrellas de
Secuencia Principal
83
por pixel. Sin embargo tienen un lı́mite de sensibilidad relativamente bajo, por lo que
técnicamente es muy difı́cil obtener imágenes directas de estos discos. Esto implica
que, por el momento, solo se puede caracterizar a los mismos a partir del modelado de
las SEDs.
4.5.2.
Masa de los Discos
El Dr. Luciano Garcı́a, en su tesis de doctorado, modeló las SEDs de 46 estrellas
de Secuencia Principal (mayormente de tipo espectral G), y 26 binarias con excesos
infrarrojos, con el propósito de estudiar las propiedades de los discos en ambos grupos
de estrellas. Como resultado, se obtuvieron los radios interno y externo, la masa, y el
tamaño de las partı́culas de polvo en cada uno de los discos. Los discos de sistemas
individuales resultaron en promedio, un orden de magnitud más masivos que los discos
en sistemas binarios. Al analizar la distribución de masas, obtuvo una masa media de
los discos de MDS P = 0,05 ML (3,88 MC ).
Al comparar en forma directa el valor medio de la masa de discos presentes en
Enanas Blancas (MDEB = 3,18 × 10−5 MC ) y en estrellas de Secuencia Principal, se ve
que estos últimos son aproximadamente cien mil de veces más masivos que los discos
de Enanas Blancas:
MDS P
= 122012, 58.
MDEB
Al comparar la relación entre la masa del disco y la masa de la estrella, utilizando los
valores medios de las masas de las estrellas8 :
MEB = 1,6 × 109 MC
MS P = 3,56 × 109 MC ,
se puede notar que se obtienen valores que no son comparables entre si:
8
MDEB
MEB
= 1,6 × 10−14
MDS P
MS P
= 1,1 × 10−9 .
Al igual que en la comparación entre radios, en el caso de las estrellas de Secuencia Principal se
tuvo en cuenta que se han detectado discos en estrellas de tipos espectrales A, F, G, K y M.
84
4.6.
Capı́tulo 4
Sı́ntesis y Resultados
En primer lugar, en este Capı́tulo se presentaron las caracterı́sticas de todas las
Enanas Blancas conocidas al presente que muestran excesos infrarrojos (43 objetos).
En general, estas estrellas tienen un amplio rango de temperaturas, entre 6000 y 25000
K, y la mayorı́a yace a una distancia menor a los 250 pc. En cuanto a la magnitudes V y
K , estos objetos son bastante débiles, ya que se encuentran en un rango de magnitudes
entre 13-17 y 14-19, respectivamente. Además, presentan contenido metálico (−9, 5 <
logCa/H < −5).
Luego se realizó el modelado de las SEDs de la muestra final, formada por 29 de
estas Enanas Blancas, mediante el código de Wolf & Hillenbrand (2003). Los parámetros que se ajustaron fueron: aint , aext , M polvo , Dmin , Dmax y la composición quı́mica;
las SEDs resultantes se muestran en las Figuras 4.5, 4.7 y 4.8. Las caracterı́sticas
obtenidas de los discos, para las distintas composiciones quı́micas consideradas, se
detallan en las Tablas 4.2 y 4.3. En ellas se ve que:
• En la mayorı́a de los casos, el aint está dado por el radio de sublimación del
polvo, y sus valores se hallan comprendidos entre 0,07 R < aint < 4,94 R .
• Los valores de aext se encuentran comprendidos entre 1,29 R < aext < 75,23 R .
Por lo tanto, estos discos tienen un aext media ∼ 38,26 R .
• La masa de los discos, en unidades de masa de Ceres (MC = 0,013 ML ), se
encuentra en un rango entre 6,29 × 10−7 MC < M polvo < 6,29 × 10−5 MC . Esto implica
una M polvo media ∼ 3,18 × 10−5 MC .
• El tamaño de los granos de polvo, varı́a entre 0,1 µm < D < 50 µm.
En el caso particular de WD 1150−153, no se logró realizar un ajuste aceptable de
la SED utilizando este modelo, por lo que se decidió ajustar una planckeana, cuyas caracterı́sticas están dadas en la Tabla 4.4. Analizando estas caracterı́sticas, se ve que podrı́a tratarse de un sistema binario formado por una Enana Blanca y una Enana Marrón,
ya que, tanto la temperatura como la luminosidad de este objeto son caracterı́sticas de
las Enanas Marrones. Esto podrı́a comprobarse mediante imágenes coronográficas de
alta resolución o con velocidades radiales. Otra posibilidad, es que esta estrella posea
un disco ópticamente grueso y, por lo tanto, el modelo utilizado no logra realizar un
buen ajuste de la SED.
Posteriormente, se calculó la zona de habitabilidad utilizando el modelo de temperatura constante, para las Enanas Blancas que forman la muestra (con excepción de
WD 1150-153). Los resultados, se listan en la Tabla 4.5. Allı́ se puede ver que:
• los valores de lı́mite interno dint se encuentran comprendidos entre: 1,29 R <
dint < 22,29 R .
• los valores de lı́mite externo dext se encuentran comprendidos entre: 2,36 R <
dext < 40,87 R .
4.6 Sı́ntesis y Resultados
85
Al comparar la ubicación de esta región y los discos presentes en estas Enanas
Blancas, se determinó que hay casos en los que existe una superposición (Figura 4.11)
y casos en los que no (Figura 4.12). En estos últimos, se puede notar que dicha región
no se encuentra muy alejada de estos discos de polvo.
Por último, se analizaron las dimensiones y masas obtenidas para estos discos de
Enanas Blancas, con las caracterı́sticas de los discos presentes en estrellas de Secuencia Principal. Al comparar en forma directa el valor medio de radio externo, se puede
notar que los discos presentes en estrellas de Secuencia Principal son aproximadamente 1500 veces mas grandes que los discos de Enanas Blancas. Cuando se comparó la relación entre el radio del disco y el radio de la estrella, se obtuvieron valores
con un orden de magnitud de diferencia. Esto indica que los discos en Enanas Blancas
son considerablemente menores que los discos de estrellas de Secuencia Principal.
Con los valores medios de radio externo y distancia, se calculó el tamaño angular medio (δ) de estos discos presentes en Enanas Blancas, siendo el valor obtenido
δ = 0,18”. Los grandes telescopios, con óptica adaptativa, pueden alcanzar altı́simas
resoluciones, sin embargo tienen un lı́mite de sensibilidad relativamente bajo, por lo
que técnicamente es muy difı́cil obtener imágenes directas de estos discos. Esto implica que, por el momento, sólo se puede caracterizar a los mismos a partir del modelado
de las SEDs.
Al comparar en forma directa el valor medio de la masa de discos presentes en
Enanas Blancas y en estrellas de Secuencia Principal, se ve que estos últimos son
aproximadamente cien mil veces más masivos que los discos de Enanas Blancas. Finalmente, al comparar la relación entre la masa del disco y la masa de la estrella,
se ve que, al igual que la comparación entre radios, se obtienen valores que no son
comparables entre si.
86
Capı́tulo 4
Figura 4.5: SEDs obtenidas para una composición quı́mica de 100 % silicatos astronómicos. La lı́nea
de trazos (color rojo) representa la planckeana que ajusta a la estrella, la lı́nea continua (color turquesa)
el conjunto estrella + disco que proporciona el modelo y los puntos negros corresponden a los flujos
observados con sus respectivas bandas de errores.
4.6 Sı́ntesis y Resultados
87
Figura 4.5: Continuación. SEDs obtenidas para una composición quı́mica de 100 % silicatos astronómicos.
88
Capı́tulo 4
Figura 4.5: Continuación. SEDs obtenidas para una composición quı́mica de 100 % silicatos astronómicos.
4.6 Sı́ntesis y Resultados
89
Figura 4.5: Continuación. SEDs obtenidas para una composición quı́mica de 100 % silicatos astronómicos.
90
Capı́tulo 4
Figura 4.6: Emisión de silicatos alrededor de 10 µm encontrado por Jura et al. (2009) alrededor de 6
Enanas Blancas que presentan excesos infrarrojos en sus SEDs.
4.6 Sı́ntesis y Resultados
91
Figura 4.7: SEDs obtenidas para una composición quı́mica de 50 % silicatos astronómicos + 50 %
Mg(0.8)Fe(1.2)SiO(4). Al igual que en la Figura 4.5, la lı́nea de trazos (color rojo) representa la planckeana que ajusta a la estrella, la lı́nea continua (color turquesa) el conjunto estrella + disco que proporciona el modelo y los puntos negros corresponden a los flujos observados, con sus respectivas bandas
de errores.
92
Capı́tulo 4
Figura 4.8: SED obtenida para una composición quı́mica de 80 % silicatos astronómicos + 20 %
Mg(0.8)Fe(1.2)SiO(4). Al igual que en la Figura 4.5, la lı́nea de trazos (color rojo) representa la planckeana que ajusta a la estrella, la lı́nea continua (color turquesa) el conjunto estrella + disco que proporciona el modelo y los puntos negros corresponden a los flujos observados, con sus respectivas bandas
de errores.
Figura 4.9: Mejor ajuste de la SED de WD 1150−153 obtenido con el modelo de Wolf & Hillenbrand (2003), el cual no resulto aceptable. Al igual que en la Figura 4.5, la lı́nea de trazos (color rojo)
representa la planckeana que ajusta a la estrella, en linea continua (color turquesa) el conjunto estrella
+ disco que proporciona el modelo y los puntos negros corresponden a los flujos observados, con sus
respectivas bandas de errores.
4.6 Sı́ntesis y Resultados
93
Figura 4.10: Planckeana ajustada para caracterizar los excesos observados en WD 1150−153. En
lı́nea de trazos (color rojo) se tiene la planckeana que ajusta a la estrella, en lı́nea continua (color
turquesa) la planckeana ajustada a los excesos y los puntos negros corresponden a los flujos observados.
94
Capı́tulo 4
Figura 4.11: Distancia Orbital vs. Temperatura. En esta Figura, se presentan los casos en los que
hay superposición entre la zona de habitabilidad y los anillos presentes en estas Enanas Blancas. Los
rombos rojos representan los radios internos y externos del disco, mientras que los rombos azules, los
lı́mites internos y externos de la zona de habitabilidad. Las estrellas incluidas en esta Figura son: 1)WD
1457−086, 2)WD 1015+161, 3)WD 0435+410, 4)WD 0300−013, 5)WD 1448+411, 6)WD 1046−017,
7)WD J1617+1620, 8)WD J0738+1835, 9)WD 1116+026, 10)WD 0836+404, 11)WD 1729+371,
12)WD 2115−560, 13)WD 1124−293, 14)WD 1456+298 y 15)SDSS J0004−0340.
4.6 Sı́ntesis y Resultados
95
Figura 4.12: Distancia Orbital vs. Temperatura. En esta Figura, se presentan los casos en los que
no hay superposición entre la zona de habitabilidad y los anillos presentes en estas Enanas Blancas.
Al igual que en la Figura 4.11 los rombos rojos representan los radios internos y externos del disco,
mientras que los rombos azules, los lı́mites internos y externos de la zona de habitabilidad. Las estrellas
incluidas en esta Figura son: 1)WD 0420+520, 2)WD 1226+110, 3)WD 1929+012, 4)WD 0420−731,
5)WD 0842+231, 6)WD 1349−230, 7)WD 1041+091, 8)WD 0249−052, 9)WD 2329+407, 10)WD
0408−041, 11)WD 2326+049, 12)WD 1541+650 y 13)WD 0146+187.
96
Capı́tulo 4
Figura 4.13: En el panel superior, se muestra una representación artı́stica del sistema
planetario y el disco debris alrededor de HD 69830, mientras que en el panel inferior
se ve que este disco tiene una composición similar a la del cometa Hale-Bopp. Imágenes
extraı́das respectivamente de las paginas web: http://www.eso.org/public/images/eso0618e/ y
http://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/details.php?id=PIA07852.
4.6 Sı́ntesis y Resultados
97
Figura 4.14: Distribución de radio externo de discos presentes en estrellas de Secuencia Principal.
Estos valores de radio externo (aDS P ) fueron obtenidos de: http://www.circumstellardisks.org/.
Capı́tulo 5
Enanas Blancas con y sin Discos debris
5.1.
Introducción
En el Capitulo 3 se mostró que, si bien alrededor de un 25 % de las Enanas Blancas
de tipo espectral DA y el 33 % de tipo espectral DB tienen elementos pesados como
Ca, Mg, Si, Fe, etc. en sus atmósferas (Zuckermann et al. 2003, 2010), a la mayorı́a
de ellas no se les ha detectado excesos infrarrojos en sus SEDs. En este Capı́tulo se
presenta un estudio estadı́stico y comparativo de las principales propiedades fı́sicas
de Enanas Blancas con y sin excesos infrarrojos, que muestran lı́neas de metales en
sus espectros. En primer lugar, se describen las muestras analizadas (Sección 5.2) y
luego se analizan las caracterı́sticas de las Enanas Blancas que presentan o no excesos
infrarrojos (Sección 5.3). Se comparan las propiedades de las Enanas Blancas con discos con aquéllas de estrellas de Secuencia Principal con discos debris o de escombros
(Sección 5.4). Por último se sintetizan los resultados obtenidos (Sección 5.5).
5.2.
Muestra Analizada
Se construyó una base con datos recopilados de la literatura y de los catálogos
2MASS y WISE; se buscaron parámetros estelares tales como temperatura efectiva,
metalicidad, distancia y magnitudes, tanto en el óptico como en el infrarrojo cercano
y medio, de un grupo de Enanas Blancas que presentan elementos pesados en sus
atmósferas. Dicha muestra, que incluye los objetos analizados en el Capı́tulo 4, fue
clasificada en estrellas con y sin disco según presentaran excesos infrarrojos en sus
SEDs o no; estas sub-muestras constan de 41 y 52 objetos respectivamente. En la
Figura 5.1 se muestran las SEDs de 4 Enanas Blancas sin excesos infrarrojos. En el
Capı́tulo 4, se presentó un ejemplo de una Enana Blanca con excesos infrarrojos (Figura 4.1). En las Tablas 5.1 y 5.2 se presentan, para las dos sub-muestras analizadas, las
5.3 Comparación de Caracterı́sticas de Enanas Blancas con y sin Discos
99
magnitudes J(1,25 µm), H(1,65 µm), K(2,17 µm) de 2MASS y W1(3,35 µm), W2(4,60
µm), W3(12,00 µm) del catálogo WISE, y en las Tablas 5.3 y 5.4, se muestran la
magnitud V y los parámetros estelares obtenidos de la literatura.
Figura 5.1: Ejemplo de 4 Enanas Blancas sin excesos infrarrojos en sus SEDs. Figuras obtenidas del
trabajo de Farihi et al. (2009).
5.3.
Comparación de Caracterı́sticas de Enanas Blancas con y sin Discos
En esta sección, debido a que el número de objetos que componen la muestra es
pequeño, se presenta un análisis exploratorio de algunas propiedades de las Enanas
Blancas con y sin discos. Para comparar las caracterı́sticas de las sub-muestras, se
construyeron histogramas, diagramas Color-Color, etc. con los parámetros detallados
en las Tablas 5.1, 5.2, 5.3 y 5.4. En los histogramas, se utilizó el test estadı́stico de
Kolmogorov-Smirnov (test K-S, Press et al. 1992) para determinar si estos dos grupos
(Enanas con y sin excesos) son similares o no. Además, se calculó la mediana de cada
distribución.
100
Capı́tulo 5
Figura 5.2: Distribución de distancias para las Enanas Blancas con disco (color violeta) y sin disco
(color azul).
5.3.1.
Distribución de Distancias, Magnitudes, Índices de Color y
Metalicidad
Los histogramas de distancias (Figura 5.2), indican que las Enanas Blancas sin
discos se encuentran a distancias menores a 150 pc mientras que la mayorı́a de las
Enanas Blancas con discos, como se vió en el Capı́tulo anterior, se encuentra a una
distancia menor a los 250 pc (WD J1557+0916 es la única que se encuentra a d > 250
pc). El test K-S1 da una probabilidad de 0,172 de que estas distribuciones representen
a la misma población de objetos. La mediana de la distribución de Enanas Blancas
con disco es de 77,5 pc mientras que la correspondiente a la distribución 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 única población 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 Comparación de Caracterı́sticas 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
Capı́tulo 5
hecho de que las Enanas con discos tengan mayores magnitudes en V y K, concuerda
con que también, en promedio, son más lejanas.
Figura 5.4: Distribuciones de ı́ndice de color H−K y W1−W2 para las Enanas Blancas con disco
(color violeta) y sin disco (color azul).
5.3 Comparación de Caracterı́sticas de Enanas Blancas con y sin Discos
103
Los histogramas de ı́ndice de color H−K (panel superior Figura 5.4) muestran que
las estrellas que poseen disco tienden a tener un mayor ı́ndice 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 distribución de Enanas Blancas con
disco es de 0,273 mientras que la correspondiente a la distribución de Enanas Blancas
sin disco es de 0,0135. El test K-S para las distribuciones de ı́ndice de color W1−W2
(panel inferior Figura 5.4) da una probabilidad de 10−3 de que estas distribuciones
representen a la misma población 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 radiación proveniente de la estrella, y la re-emiten en longitudes de
onda más largas (infrarrojo). Por este motivo, la razón por la cual las Enanas con discos poseen mayores ı́ndices de color, es decir son más rojas, se debe probablemente
a la presencia del disco. Además, cuanto mayor es la longitud de onda, más 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: Distribución de metalicidades para las Enanas Blancas con disco (color violeta) y sin
disco (color azul).
Como se mencionó en el Capı́tulo 3, un número significativo de Enanas Blancas
presentan lı́neas de metales en sus espectros, siendo la idea más aceptada que esta
atmósfera contaminada es producto de la acreción de cuerpos rocosos menores. Al
104
Capı́tulo 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 más 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 población 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.
Análisis Diagramas Color-Color
Mientras en el diagrama H−K vs. J−H (panel superior Figura 5.6) las Enanas con
y sin disco prácticamente no se separan, en los diagramas W1−W2 vs. W2−W3 y
H−W1 vs. J−H, si lo hacen. Como se mencionó 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 contribución fotosférica de la estrella. Sin embargo, la combinación
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 ı́ndice de color H−W1 >
0,2 y el 80 % de las Enanas Blancas sin disco tienen ı́ndice 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 fotométricos son grandes, en el diagrama W1−W2 vs. W2−W3 (panel
inferior Figura 5.6), se tiene también que estos grupos se separan, ya que el 70 % de las
estrellas con disco tienen ı́ndice de Color W1−W2 > 0 y el 71 % de las Enanas Blancas
sin disco tienen ı́ndice de Color W1−W2 < 0. Por lo tanto, en principio, los ı́ndices
de color H−W1 y W1−W2 pueden emplearse para identificar, mediante observaciones
fotométricas, Enanas Blancas con disco ya que éstas en su gran mayorı́a tienen ı́ndices
H−W1 > 0,2 y W1−W2 > 0.
5.3.3.
Otros Análisis
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 Comparación de Caracterı́sticas 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 lı́nea roja,
corresponde al valor donde se produce la separación 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 mayorı́a de las Enanas Blancas con disco tienen un mayor ı́ndice de color
H−K que las Enanas Blancas sin disco. Este resultado es similar al obtenido por Kilic
106
Capı́tulo 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 lı́nea roja,
corresponde al valor donde se produce la separación entre los grupos. En el panel inferior, se presenta
el diagrama obtenido por Barber et al. (2012). Los triángulos 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 Comparación de Caracterı́sticas 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 cı́rculos, 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
Capı́tulo 5
Figura 5.9: Temperatura vs. ı́ndice 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 demás a estrellas sin discos.
5.4.
Comparación entre Enanas Blancas y Estrellas de
Secuencia Principal con Discos
En esta sección, se comparan caracterı́sticas entre la sub-muestra formada por
Enanas Blancas con excesos infrarrojos y estrellas de Secuencia Principal con discos debris (descriptas en el Capı́tulo 1). Para realizar esta comparación, se buscaron
5.4 Comparación entre Enanas Blancas y Estrellas de Secuencia Principal con
Discos
109
magnitudes de la muestra de estrellas de Secuencia Principal analizada en el Capı́tulo
4 (Tabla 5.5). A continuación, se presentan los resultados obtenidos.
Figura 5.10: Distribuciones de ı́ndice de color H−K y W1−W2 para las Enanas Blancas (color violeta) y estrellas de Secuencia Principal (color verde) con disco.
110
Capı́tulo 5
5.4.1.
Distribución de Índices de Color H−K y W1−W2
Las distribuciones de ı́ndice de color H−K (panel superior Figura 5.10) indican
que las Enanas Blancas con discos poseen un mayor ı́ndice 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 población de objetos. La mediana de la
distribución de Enanas Blancas con disco es de 0,273 mientras que la correspondiente
a la distribución de estrellas de Secuencia Principal con discos es de 0,0475. Los
histogramas de ı́ndice de color W1−W2 (panel inferior Figura 5.10), muestran que
las Enanas Blancas también tienen un mayor ı́ndice 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 vió en el Capı́tulo 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 emisión con la temperatura
0, 0028976 mK
,
T
se encontró que estos discos en las Enanas Blancas tienen el máximo de emisión en 3
µm (infrarrojo medio) mientras que en las estrellas de Secuencia Principal, presentan
máximos de emisión en 29 µm (infrarrojo lejano). Por lo tanto, estas diferencias en
los ı́ndices 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.
Análisis 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 insinúa la diferencia entre los dos grupos,
ya que el 88 % las Enanas Blancas con disco tiene ı́ndice de Color H−K > 0,1 mientras
que el 78 % de las estrellas de Secuencia Principal tiene ı́ndice 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 ı́ndice de
Color W2−W3 > 1 y el 100 % de las estrellas de Secuencia Principal tienen ı́ndice
de Color W2−W3 < 1. Como ya se indicó, estas diferencias podrı́an 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 frı́os.
En el diagrama H−W1 vs. J−H (Figura 5.12), estas dos sub-muestras en principio son
indistinguibles.
5.4 Comparación 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 lı́nea roja, corresponde
al valor donde se produce la separación entre los grupos.
112
Capı́tulo 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.
Sı́ntesis y Resultados
En este Capı́tulo, en primer lugar se analizó una muestra formada por un grupo de
Enanas Blancas que presentan elementos pesados en sus atmósferas. Dicha muestra,
fue clasificada en estrellas con y sin disco según presentaran excesos en sus SEDs o no.
Las magnitudes de los catálogos 2MASS y WISE de estas sub-muestras se detallan en
las Tablas 5.1 y 5.2, mientras que los parámetros estelares se encuentran el las Tablas
5.3 y 5.4.
Al comparar caracterı́sticas de estos dos grupos, si bien la muestra es pequeña,
surgieron algunas tendencias que merecen ser exploradas con mayor detalle, para lo
cual habrı́a que contar con un mayor número de objetos. Las Enanas Blancas con
discos, en promedio, resultaron ser más lejanas; esto concuerda con que tengan mayores magnitudes en V y K. Además, tienden a tener mayores ı́ndices de color H−K
y W1−W2 (Figuras 5.4), o dicho de otra manera, son más rojas; esto se debe probablemente a la presencia del disco ya que el polvo en él 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, más fácil es distinguir el contraste entre el disco y la estrella. Claramente las Enanas Blancas con discos son más
5.5 Sı́ntesis 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 parámetros que están 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
prácticamente 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
último presenta errores fotométricos grandes, se ve que las dos sub-muestras se diferencian; del total del grupo formado por Enanas Blancas con disco, el 90 % presenta
ı́ndice de color H−W1 > 0,2, mientras que el 70 % tiene ı́ndice de Color W1−W2
> 0. Por lo tanto, en futuras búsquedas de candidatos, los ı́ndices de color H−W1
y W1−W2 pueden emplearse para identificar, mediante observaciones fotométricas,
Enanas Blancas con disco.
Por último, se compararon caracterı́sticas entre el grupo de Enanas Blancas con
disco y un conjunto de estrellas de Secuencia Principal que posee discos. Para realizar esta comparación, se buscaron magnitudes de la muestra de estrellas de Secuencia Principal analizada en el Capı́tulo 4, y se construyeron histogramas y diagramas
Color-Color. En ellos, se vió que las distribuciones de ı́ndice de color muestran que
las Enanas Blancas con anillos poseen un mayor ı́ndice 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 ı́ndice
de Color H−K>0,1 y el 100 % tienen ı́ndice 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 ı́ndices 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 caracterı́sticas de los discos. Con los valores de radio y temperatura
medios, se encontró que los discos en Enanas Blancas tienen el máximo de emisión en
3 µm (infrarrojo medio) mientras que los discos en estrellas de Secuencia Principal,
presentan máximos de emisión en 29 µm (infrarrojo lejano). Es decir, los discos en
Enanas Blancas al ser mucho más cercanos y calientes, son detectados fácilmente en
en infrarrojo medio (por ejemplo, presentan mayor ı́ndice de color W2−W3). Por el
contrario, los discos de escombros, son más grandes y distantes de la fuente central,
por lo que la mayor emisión de estas estrellas de Secuencia Principal con discos está en
el lejano infrarrojo y sub-milimétrico.
114
Capı́tulo 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 Sı́ntesis y Resultados
115
Tabla 5.1: Continuación. 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
Capı́tulo 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 Sı́ntesis y Resultados
117
Tabla 5.2: Continuación. 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
Capı́tulo 5
Tabla 5.3: Parámetros 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 Sı́ntesis y Resultados
119
Tabla 5.3: Continuación. Parámetros 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
Capı́tulo 5
Tabla 5.4: Parámetros 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 Sı́ntesis y Resultados
121
Tabla 5.4: Continuación. Parámetros 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
Capı́tulo 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 Sı́ntesis y Resultados
123
Tabla 5.5: Continuación. 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 Astronomı́a, se presentó el estudio
de un grupo de Enanas Blancas que presentan excesos infrarrojos en sus SEDs, con el
fin de entender qué sucede con los planetas en las etapas finales de las estrellas como
el Sol. En el Capı́tulo 1, se vieron las distintas etapas que atraviesan las estrellas a lo
largo de su vida. El Capı́tulo 2 estuvo centrado en las Enanas Blancas, tanto en sus
caracterı́sticas, como en la variación de su zona de habitabilidad. En el Capı́tulo 3,
se mostraron los resultados presentes en la literatura referidos a la búsqueda y detección de planetas y discos en estrellas evolucionadas y se hizo hincapié en los indicios
indirectos de la presencia de sistemas planetarios en Enanas Blancas.
En el Capı́tulo 4 se realizó el modelado de las SEDs de 29 de Enanas Blancas
con excesos infrarrojos, mediante el código de Wolf & Hillenbrand (2003). Como
resultado, se obtuvo que estos discos en la mayorı́a de los casos tienen un aint dado
por el radio de sublimación del polvo, poseen un aext medio de ∼ 38,26 R y una
M polvo media ∼ 3,18 × 10−5 MC éres . En el caso particular de WD 1150−153, no se
logró realizar un ajuste aceptable de la SED utilizando este modelo, por lo que se
decidió ajustar una planckeana. Analizando las caracterı́sticas de ésta, se ve que podrı́a
tratarse de un sistema binario formado por una Enana Blanca y una Enana Marrón.
Otra posibilidad, es que esta estrella posea un disco ópticamente grueso y, por lo tanto,
el modelo utilizado no logra realizar un buen ajuste de la SED.
Posteriormente, se calculó la zona de habitabilidad utilizando el modelo de temperatura constante, para estas Enanas Blancas (con excepción de WD 1150−153). Al
comparar la ubicación de esta región y los discos presentes en estas estrellas, se determinó que hay casos en los que existe una superposición y casos en los que no. En estos
últimos, dicha región no se encuentra muy alejada de estos discos de polvo. Además,
se compararon las dimensiones y masas obtenidas para estos discos de Enanas Blancas, con las caracterı́sticas de los discos presentes en estrellas de Secuencia Principal y
se obtuvo que los discos en Enanas Blancas son considerablemente de menor tamaño
y menos masivos que los discos de estrellas de Secuencia Principal. Por último, con
los valores medios de radio externo y distancia, se calculó el tamaño angular medio
de estos discos presentes en Enanas Blancas, siendo el valor obtenido δ = 0,18”. Los
Conclusiones
125
grandes telescopios, con óptica adaptativa, pueden alcanzar altı́simas resoluciones, sin
embargo tienen un lı́mite de sensibilidad relativamente bajo, por lo que técnicamente
es muy difı́cil obtener imágenes directas de estos discos. Esto implica que, por el momento, sólo se puede caracterizar a los mismos a partir del modelado de las SEDs.
En el Capı́tulo 5, en primer lugar se analizó una muestra formada por un grupo de
Enanas Blancas que presentan elementos pesados en sus atmósferas. Dicha muestra,
fue clasificada en estrellas con y sin disco según presentaran excesos en sus SEDs o
no. Al comparar caracterı́sticas de estos dos grupos, si bien la muestra es pequeña,
surgieron algunas tendencias que merecen ser exploradas con mayor detalle, para lo
cual habrı́a que contar con un mayor número de objetos. Las Enanas Blancas con
discos, en promedio, resultaron ser más lejanas; esto concuerda con que tengan mayores magnitudes en V y K. Además, tienden a tener mayores ı́ndices de color H−K y
W1−W2 y claramente son más 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 prácticamente no se separan, mientras que en los diagramas H−W1 vs. J−H y W1−W2 vs.
W2−W3, aunque este último presenta errores fotométricos grandes, se ve que las dos
sub-muestras se diferencian. Estas diferencias en ı́ndice de color se deben a que cuanto mayor es la longitud de onda, más fácil es distinguir el contraste entre el disco y la
estrella. Por lo tanto, en futuras búsquedas de candidatos, los ı́ndices de color H−W1
y W1−W2 pueden emplearse para identificar, mediante observaciones fotométricas,
Enanas Blancas con disco.
Por último, se compararon caracterı́sticas entre el grupo de Enanas Blancas con
disco y un conjunto de estrellas de Secuencia Principal que posee discos. Las distribuciones de ı́ndice de color muestran que las Enanas Blancas con anillos poseen un
mayor ı́ndice 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 ı́ndices 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 caracterı́sticas de los discos. Los
discos en Enanas Blancas al ser mucho más cercanos y calientes, son detectados fácilmente en en infrarrojo medio (por ejemplo, presentan mayor ı́ndice 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 emisión de estas estrellas de Secuencia Principal con discos
está en el lejano infrarrojo y sub-milimétrico.
Como se discutió en este trabajo, diversos estudios evidencian la presencia de
planetas en estrellas muy evolucionadas. Lo que falta entender aún es si estos planetas
han acompañado a las estrellas desde su juventud o se formaron en las últimas etapas.
Si bien todavı́a 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 habrı́a objetos planetarios muy cerca de estas estrellas.
Estos cuerpos planetesimales, a través de colisiones, estarı́an produciendo el polvo
detectado. Incluso, como se mostró, algunos de estos discos (por ende los planetas)
estarı́an en la zona de habitabilidad durante un periodo, lo cual hace de estos objetos
muy interesantes para continuar su estudio.
Perspectivas Futuras
El próximo paso, es ampliar el número de Enanas Blancas con excesos infrarrojos,
para poder modelar las SEDs de la mayor cantidad posible de estas estrellas y hacer un análisis más completo de las caracterı́sticas de los discos. Adicionalmente, una
muestra estadı́sticamente significativa permitirı́a confirmar o descartar los resultados
iniciales encontrados en el Capı́tulo 5. Se propone hacer hincapié en los objetos australes con la finalidad de iniciar un programa sistemático para la detección de tránsitos
en un grupo de Enanas Blancas con discos. Durante el presente año se han realizado
una serie de experimentos en la Estación Astrofı́sica de Bosque Alegre para definir
una estrategia de observación adecuada a tal fin.
Referencias
Agol, E., Cowan, N.B., Knutson, H.A., et al. 2010, ApJ, 721, 1861
Agol, E. 2011, ApJl, 731, L31
Aumann, H. H., Beichman, C. A., Gillett, F. C., et al. 1984, ApJL, 278, L23
Backman, D. E. & Paresce, F. 1993, in Protostars and Planets III, ed. E. H.
Bailes, M., Bates, S.D., Bhalerao, V., et al. 2011, Science, 333, 1717
Barber, S.D., Patterson, A.J., Kilic, M., et al. 2012, ApJ, 760, 26
Bassa, C.G., van Kerkwijk, M.H., & Kulkarni, S.R. 2006, A&Ap, 450, 295
Becklin, E.E., & Zuckerman, B.1988, Nature, 336, 656
Becklin, E.E., Farihi, J., Jura, M., et al. 2005, ApJ, 632, L119
Beichman, C.A., Bryden, G., Gautier, T.N., et al. 2005, ApJ, 626, 1061
Berger, L., Koester, D., Napiwotzki, R., et al., 2005, A&Ap, 444, 565
Beuermann, K., Hessman, F.V., Dreizler, S., et al. 2010, A&Ap, 521, L60
Billings, L., Cameron, V., Claire, M., et al. 2006, Astrobiology, 6, 735
Brinkworth, C.S., Gansicke, B.T., Marsh, T.R., et al. 2009, ApJ, 696, 1402
Brinkworth, C.S., Gansicke, B.T., Girven, J.M., et al. 2012, ApJ, 750, 86
Bryden, G., Beichman, C.A., Rieke, G.H., et al. 2006, ApJ, 646, 1038
Burleigh, M.R., Hogan, E., Dobbie, P.D., et al. 2006, MNRAS, 373, L55
Burleigh, et al. 2011, American Institute of Physics Conference Series, 1331, 262
Chu, Y.H., Su, K.Y.L., Bilikova, J., et al. 2011, AJ, 142, 75
Day-Jones, A.C., Pinfield, D.J., Ruiz, M.T., et al. 2011, MNRAS, 410, 705
Debes, J.H., & Sigurdsson, S. 2002, ApJ, 572, 556
Debes, J.H., Sigurdsson, S., & Woodgate, B.E. 2005, AJ, 130, 1221
Debes, J.H., Hoard, D.W., Wachter, S., et al. 2011, ApJS, 197, 38
Debes, J.H., Hoard, D.W., Kilic, M., et al. 2011, ApJ, 729, 4
Döllinger, M.P., Hatzes, A.P., Pasquini, L., et al. 2007, A&Ap, 472, 649
Dufour, P., Bergeron, P., Schmidt, G.D., et al. 2006, ApJ, 651, 1112
Dufour et al. 2010: Dufour, P., Kilic, M., Fontaine, G., et al. 2010, ApJ, 719, 803
Duncan, M.J., & Lissauer, J.J. 1998, Icarus, 134, 303
Eisenstein, D.J., Liebert, J., Harris, H.C., et al. 2006, ApJS, 167, 40
Faedi, F., et al. 2011, American Institute of Physics Conference Series, 1331, 254
Referencias
129
Farihi, J., & Christopher, M. 2004, AJ, 128, 1868
Farihi, J., Hoard, D.W., & Wachter, S. 2006, ApJ, 646, 480
Farihi, J., Zuckerman, B., & Becklin, E.E. 2008, ApJ, 674, 431
Farihi, J., Becklin, E.E., & Zuckerman, B. 2008, ApJ, 681, 1470
Farihi et al. 2009: Farihi, J., Jura, M., Zuckerman, B. 2009, ApJ, 694, 805
Farihi, J., Jura, M., Lee, J.E., & Zuckerman, B. 2010, ApJ, 714, 1386
Farihi, J., Barstow, M.A., Redfield, S., et al. 2010, MNRAS, 404, 2123
Farihi, J., Brinkworth, C.S., Gänsicke, B.T., et al. 2011, ApJ, 728, L8
Farihi, J., Dufour, P., Napiwotzki, R., & Koester, D. 2011, MNRAS, 413, 2559
Farihi, J., Subasavage, J.P., Nelan, E.P., et al. 2012, MNRAS, 424, 519
Farihi, J., Gänsicke, B.T., Steele, P.R., et al. 2012, MNRAS, 421, 1635
Frink, S., Mitchell, D.S., Quirrenbach, A., et al. 2002, ApJ, 576, 478
Ford, E.B., Rasio, F.A., & Sills, A. 1999, ApJ, 514, 411
Foster, R.S., & Fischer, J. 1996, ApJ, 460, 902
Furlan, E., Watson, D. M., McClure, M. K., et al. 2009, ApJ, 703, 1964
Gänsicke, et al. 2006, Science, 314, 1908
Gänsicke, B.T., Marsh, T.R., & Southworth, J. 2007, MNRAS, 380, L35
Gänsicke, B.T., Koester, D., Marsh, T.R., et al. J. 2008, MNRAS, 391, L103
Gänsicke, et al. 2011, AAS/Division for Extreme Solar Systems Abstracts, 2, 1504
Gänsicke, B.T., Koester, D., Farihi, J., et al. 2012, MNRAS, 424, 333
Garcı́a, L. 2013, Tesis para obtener el grado de doctor en astronomı́a, FaMAF,
Universidad Nacional de Córdoba, Argentina
Gianninas, A., Dufour, P., & Bergeron, P. 2004, ApJl, 617, L57
Girven, J., Gänsicke, B.T., Steeghs, D., & Koester, D. 2011, MNRAS, 417, 1210
Girven, J., Brinkworth, C.S., Farihi, J., et al. 2012, ApJ, 749, 154
Gor’kavyi, N. N., Ozernoy, L. M., Mather, J. C., et al. 1997, ApJ, 488, 268
Greaves, J.S., & Holland, W.S. 2000, MNRAS, 316, L21
Hambly, N.C., Smartt, S.J., & Hodgkin, S.T. 1997, ApJl, 489, L157
Hatzes, A.P., & Cochran, W.D. 1993, apj, 413, 339
Hatzes, A.P., Cochran, W.D., Endl, M., et al. 2006, A&Ap , 457, 335
Hekker, S., & Melendez, J. 2007, VizieR Online Data Catalog, 347, 51003
Hekker, S., Snellen, I.A.G., Aerts, C., et al. 2008, A&Ap, 480, 215
Hoard, D.W., Debes, J.H., Wachter, S., et al. 2013, ApJ, 770, 21
Hogan, E., Burleigh, M.R., & Clarke, F.J. 2009, MNRAS, 396, 2074
Iben, I. J. 1967, Single and Binary Star Evolution, ARA&A, 5-571.
Jones, M.I., Jenkins, J.S., Rojo, P., & Melo, C.H.F. 2011, A&Ap, 536, A71
Jordan, S., et al. 2007, 15th European Workshop on White Dwarfs, 372, 169
Jura, M. 2003, ApJl, 584, L91
Jura, M. 2006, ApJ, 653, 613
130
Referencias
Jura, M., Farihi, J., & Zuckerman, B. 2007, ApJ, 663, 1285
Jura, M., Farihi, J., Zuckerman, B., & Becklin, E.E. 2007, AJ, 133, 1927
Jura, M. 2008, AJ, 135, 1785
Jura et al. 2009: Jura, M., Farihi, J., & Zuckerman, B. 2009, AJ, 137, 3191
Kalas, P., Graham, J. R., & Clampin, M. 2005, Nature, 435, 1067
Kalas, P., Graham, J. R., Chiang, E., et al. 2008, Science, 322, 1345
Kanaan, A., Kepler, S.O., Giovannini, O., & Diaz, M. 1992, ApJl, 390, L89
Kaplan, D.L., Chakrabarty, D., Wang, Z., & Wachter, S. 2009, ApJ, 700, 149
Kawka, A., & Vennes, S. 2006, ApJ, 643, 402
Kelsall, T., Weiland, J. L., Franz, B. A., et al. 1998, ApJ, 508, 44
Kilic, M., von Hippel, T., Leggett, S.K., & Winget, D.E. 2005, ApJl, 632, L115
Kilic, M., von Hippel, T., Leggett, S.K., et al. 2006, ApJ, 646, 474
Kilic, M., & Redfield, S. 2007, ApJ, 660, 641
Kilic, M., Patterson, A.J., Barber, S., et al. 2012, MNRAS, 419, L59
Kim, K. H., Watson, D. M., Manoj, P., et al. 2009, ApJ, 700, 1017
Koch-Miramond, L., Haas, M., Pantin, E., et al. 2002, A&Ap, 387, 233
Koester, D., & Wilken, D. 2006, A&Ap, 453, 1051
Kuiper, G.P. 1941, PASP, 53, 248
Kunitomo, M., Ikoma, M., Sato, B., Katsuta, Y., & Ida, S. 2011, ApJ, 737, 66
Lada, C. J. & Kylafis, N. D., eds. 1999, The Origin of Stars and Planetary Systems
Lagrange, A.M., et al. 2000, Protostars and Planets IV, 639
Lazio, T.J.W., et al. 2004, Bioastronomy 2002: Life Among the Stars, 213, 101
Lee, J.W., Kim, S.L., Kim, C.H., et al. 2009, AJ, 137, 3181
Livio, M., Pringle, J.E., & Wood, K. 2005, ApJl, 632, L37
Löhmer, O., Wolszczan, A., & Wielebinski, R. 2004, A&Ap, 425, 763
McCook & Sion 1984, Villanova University Observatory Contributions, 3, 1
Maxted, P.F.L., Napiwotzki, R., Dobbie, P.D., et al. 2006, Nature, 442, 543
Melis, C., Farihi, J., Dufour, P., et al. 2011, ApJ, 732, 90
Melis, C., Dufour, P.,
Metcalfe, T.S., Montgomery, M.H., & Kanaan, A. 2004, ApJl, 605, L133
Mullally, F., Kilic, M., Reach, W.T., et al. 2007, ApJS, 171, 206
Mullally, F., Winget, D.E., De Gennaro, S., et al. 2008, ApJ, 676, 573
Mullally, F. 2009, Journal of Physics Conference Series, 172, 012056
Mullally, F., Reach, W.T., De Gennaro, S., Burrows, A. 2009, ApJ, 694, 327
Nordhaus, J., Spiegel, D.S., Ibgui, L., et al. 2010, MNRAS, 408, 631
Pasquini, L., Döllinger, M.P., Weiss, A., et al. 2007, A&Ap , 473, 979
Pelletier, C., Fontaine, G., Wesemael, F., et al. 1986, ApJ, 307, 242
Phillips, J.A., & Chandler, C.J. 1994, ApJl, 420, L83
Podsiadlowski, P., Pringle, J.E., & Rees, M.J. 1991, Nature, 352, 783
Referencias
131
Poffo, D. A. 2012, Trabajo Especial de la Licenciatura en Astronomı́a, FaMAF,
Universidad Nacional de Córdoba, Argentina
Politano, M. 2004, ApJ, 604, 817
Porto de Mello, G., del Peloso, E.F., & Ghezzi, L. 2006, Astrobiology, 6, 308
Potter, S.B., Romero-Colmenero, E., Ramsay, G., et al. 2011, MNRAS, 416, 2202
Qian, S.B., Liao, W.P., Zhu, L.Y., & Dai, Z.B. 2010, ApJl, 708, L66
Qian, S.B., Liu, L., Liao, W.P., et al. 2011, MNRAS, 414, L16
Qian, S.B., Zhu, L.Y., Liu, L., et al. 2010, Ap&SS, 329, 113
Reach, W.T., Kuchner, M.J., von Hippel, T., et al. 2005, ApJl, 635, L161
Reach, W.T., Lisse, C., von Hippel, T., & Mullally, F. 2009, ApJ, 693, 697
Sackmann, I.J., Boothroyd, A.I., & Kraemer, K.E. 1993, ApJ, 418, 457
Salpeter 1961, ApJ, 134, 669
Santos, N.C., Israelian, G., & Mayor, M. 2004, A&Ap, 415, 1153
Sargent, B. A., Forrest, W. J., Tayrien, C., et al. 2009, ApJs, 182, 477
Sato, B., Ando, H., Kambe, E., et al. 2003, ApJl, 597, L157
Sato, B., Omiya, M., Liu, Y., et al. 2010, PASJ, 62, 1063
Schatzman, E. 1945, Annales d’Astrophysique, 8, 143
Schröder, K.-P., & Connon Smith, R. 2008, MNRAS, 386, 155
Setiawan, J., Pasquini, L., da Silva, L., et al. 2003, A&Ap, 397, 1151
Setiawan, J., Hatzes, A.P., von der Lühe, O., et al. 2003, A&Ap, 398, L19
Siess & Livio 1999: Unsolved Problems in Stellar Evolution, 80
Silvotti, R., Schuh, S., Janulis, R., et al. 2007, Nature, 449, 189
Silvotti, et al. 2011, American Institute of Physics Conference Series, 1331, 336
Sion, E.M., Greenstein, J.L., Landstreet, J.D., et al. 1983, ApJ, 269, 253
Soker, N., Livio, M., & Harpaz, A. 1984, MNRAS, 210, 189
Steele, P.R., Burleigh, M.R., Farihi, J., et al. 2009, A&Ap, 500, 1207
Steele, P.R., Burleigh, M.R., Dobbie, P.D., et al. 2011, MNRAS, 416, 2768
Stevens, I.R., Rees, M.J., & Podsiadlowski, P. 1992, MNRAS, 254, 19P
Su, K.Y.L., Chu, Y.H., Rieke, G.H., et al. 2007, ApJl, 657, L41
Tavani, M., & Brookshaw, L. 1992, Nature, 356, 320
Thorsett, S.E., Arzoumanian, Z., & Taylor, J.H. 1993, ApJl, 412, L33
van Buren, D., & Terebey, S. 1993, Planets Around Pulsars, 36, 327
Vennes, S., & Kawka, A. 2008, MNRAS, 389, 1367
Veras, D., & Wyatt, M.C. 2012, MNRAS, 421, 2969
Villaver, E., & Livio, M. 2009, ApJl, 705, L81
Wang, Z., Chakrabarty, D., & Kaplan, D.L. 2006, Nature, 440, 772
Wang, Z., Tziamtzis, A., & Wang, X. 2013, arXiv:1307.4887
Werner, K., et al. 2005, 14th European Workshop on White Dwarfs, 334, 221
Wickramasinghe, N.C., Hoyle, F., & Al-Mufti, S. 1988, Ap&SS, 143, 193
132
Referencias
Wolf, S. & Hillenbrand, L. A. 2003, ApJ, 596, 603
Wolszczan, A., & Frail, D.A. 1992, Nature, 355, 145
Wolszczan, A. 1994, Science, 264, 538
Wyatt, M. C. 2008, Annu. Rev. Astron. and Astrophys., 46, 339
Xu, S., & Jura, M. 2012, ApJ, 745, 88
Zuckerman, B., & Becklin, E.E. 1987, Nature, 330, 138
Zuckerman, B. 2001, Annu. Rev. Astron. and Astrophys., 39, 549
Zuckerman, B., Koester, D., Reid, I.N., Huumlnsch, M. 2003, ApJ, 596, 477
Zuckerman, B., Koester, D., Melis, C., et al. 2007, ApJ, 671, 872
Zuckerman, B., Melis, C., Klein, B., Koester, D., & Jura, M. 2010, ApJ, 722, 725