INVESTIGADORES
ROHRMANN Rene Daniel
congresos y reuniones científicas
Título:
Ecuación de estado para modelos de atmósferas de helio puro de enanas blancas ultra-frías
Autor/es:
ROHRMANN, R. D.
Lugar:
Merlo
Reunión:
Congreso; 100 Reunión Nacional de la Asociación Argentina de Física; 2015
Institución organizadora:
Asociación Argentina de Física
Resumen:
Las enanas blancas son el producto mas común de la evolución estelar. Consisten en un fósil estelar sin reacciones nucleares, cubierto de material que sobrevivió a episodios de pérdida de masa. Existen alrededor de 20.000 conocidas actualmente [1], de las cuales cerca del 87 % poseen atmósferas de hidrógeno, seguidas por un 8% compuestas de helio sin rasgos de H o elementos más pesados. En las atmósferas de helio puro con temperaturas efectivas próximas a 4000 K, la transición entre las regiones superficiales de baja densidad a las regiones profundas con completa ionización y degeneración electrónica, permanece sin una descripción rigurosa. En años recientes se han hecho avances considerables en el estudio de fluidos de H/He en el régimen de degeneración parcial. Para helio fluido se alcanzaron presiones de 100 Giga-Pascales en experimentos de compresión por laser [2], y se predijo una transición metal/no-metal cerca de 1 g/cm^3 por medio de simulaciones de dinámica molecular cuántica (QMD) [3]. Por ahora, sin embargo, los métodos QMD no resuelven sistemas de partículas con estados de energía excitados y son por lo tanto inaplicables en modelos de atmósferas de enanas blancas. En este trabajo se describe la utilización de un modelo de helio fuido basado en la complementación de dos métodos, un modelo de minimización de la energía libre de Helmholtz para el régimen no-degenerado y un modelo tipo Thomas-Fermi para la región degenerada, con una adecuada interpolación entre ambos para la región de transición. Se presentan resultados de su aplicación en modelos de atmósferas ultra-frías, calculados en equilibrio hidrostático y resolviendo en forma rigurosa el transporte de energía por radiación, convección y conducción.[1] Kleinman et al., Astrophys. J. Suppl. 204 (2013) 5[2] Eggert et al., Phys. Rev. Lett. 100 (2008) 124503[3] Kieztmann et al., Phys. Rev. Lett. 98 (2007), 190602