Estrellas enanas blancas masivas de helio

J. A. PANEI, F. C. WACHLIN & L. G. ALTHAUS

Malargüe, Mendoza, Argentina

Congreso; L Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía; 2007

Asociación Argentina de Astronomía

Por largo tiempo se ha creído que el canal correcto para formar una enana blanca (WD) con una masa próxima a media masa solar era el siguiente: abandonan la secuencia principal (MS) para  posteriormente ascender por la rama gigante roja (RGB) hasta que encienden el flash de helio (He). Luego de las fases de quema de He  central (rama horizontal, HB) y en capa (AGB), estos objetos se enfrían descendiendo por la rama de WD, para finalizar como una WD de carbono/oxígeno. Pero existen objetos que mediante una gran pérdida de masa fallan en encender el He en el extremo superior de la RGB, los que evolucionan produciendo un flash de He tardío  durante su contracción hacia su estructura de WD de He o en unaetapa temprana de la secuencia de enfriamiento de WD. Estas estructuras se conocen en la literatura como "Hot Helium Flashers" (HFs). Aún más, hay objetos que mediante una mayor pérdida de masa evitan el encendido del He. Estos últimos terminarán enfriándose como WDs masivas de He. En el presente trabajo se calcularon secuencias de estrellas de helio masivas, estos objetos poseen un núcleo de He y una envoltura delgada de hidrógeno (H).  Los mismos se obtuvieron a partir de modelos de MS próximos a una masa solar, se los hace evolucionar hacia la RGB, en la cual  mediante distintas tasas de pérdida de masa se obtienen  diferentes envolturas de H, de esta manera dependiendo de la masafinal con la que la estrella abandona la RGB producirá o no un flash de He. De esta forma se obtienen WDs con masas entre 0.44 y 0.49  M_sol con  núcleos de He y envolturas de H.