Evolución de estrellas de helio

PANEI J. A.; BENVENUTO O. G.; ALTHAUS L. G.

San Juan, Argentina

Congreso; XLI Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía; 1997

Asociación Argentina de Astronomía

Origen de  las Estrellas de  Helio: las estrellas  aisladas Wolf-Rayet (WR) con gran pérdida de masa, podrían terminar sus vidas  como estrellas  de He,  (por ej.  estrellas con  masas iniciales mayor que 35 M_sun, pasarán a ser  estrellas de He de unas 4 M_sun,  y finalmente como estrellas WC o  WO de baja masa (Woosley, Langer & Weaver 1993 - WLW; Langer 1989a, b). Estas serían posibles progenitores  de SN Tipo Ib y  Ic, en lugar de terminar como  enanas blancas. Wheeler et al.  (1987) presentan  modelos  atmosféricos  los  cuales  muestran que los candidatos a SN Ib y al  tipo Ic deben ser similares, excepto  en las  concentraciones  relativas  de  Helio  y  Oxígeno en la envoltura.  Para  binarias  cercanas  la evolución de estrellas masivas generarían el mismo tipo de progenitor de SN  (WLW). Las estrellas  masivas de  H, al  terminar la  quema nuclear  del mismo, aumentan su radio  hasta convertirse en una  supergigante. En  un  sistema  binario,  la  primaria  (inicialmente  la  más masiva),   podría   sobrepasar   el   lóbulo   de   Roche, produciéndose una gran pérdida de masa. Esto llevaría  aperder   por   completo   su   envoltura   rica  en  H,  lo  cual sucedería  en  un  tiempo  corto  comparado  con los tiempos característicos de  la quema  nuclear de  He. Por  lo tanto,esta  sería  una  posible  explicación  del  origen de las estrellas de He (Vanbeveren 1991; Podsiadlowski et al. 1992).