Ecuación de estado para modelos de atmósferas de helio puro de enanas blancas ultra-frías

ROHRMANN, R. D.

Merlo

Congreso; 100 Reunión Nacional de la Asociación Argentina de Física; 2015

Asociación Argentina de Física

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