Sismologia das estrelas ZZ Ceti

Abstract

Anãs brancas são o final evolutivo de quase 98% de todas as estrelas. O objetivo desta tese foi determinar a estrutura interna das estrelas ZZ Cetis, anãs brancas pulsantes com atmosfera de hidrogênio. Nossa primeira tarefa foi a descoberta, junto com nossos colaboradores, de 43 novas variáveis, 1/3 de todas as ZZ Cetis conhecidas. Na seqüência, nós demonstramos observacionalmente que a faixa de instabilidade é muito provavelmente um estágio evolucionário da vida das estrelas, ou seja, todas as anãs brancas com atmosfera de H na faixa de temperatura 12300 ~ Tef ~ 10850K são pulsantes. Para tanto, nós obtivemos espectros com razão sinal-ruído maior que 70 com o telescópio Gemini para 12 estrelas com Tef '" 12000 K, concluindo que as temperaturas obtidas com os espectros do SDSS estão sub-estimadas por 300:1::220K e que as massas estão super-estimadas por O,10 :I::0,03 M0. Nós também obtivemos séries temporais de fotometria com razão sinal-ruído maior que 500, atingindo limites de detecção de variabilidade de 2 mma, o que permitiu are-classificação de 4 estrelas previamente classificadas como não variáveis em ZZ Cetis. Ainda existem 3 estrelas para as quais não foi detectado variabilidade em 2mma, que estão contaminando a faixa de instabilidade. A fim de fazer o primeiro grande estudo sismológico das ZZ Cetis, eu calculei uma grade fina de modelos adiabáticos variando Tef, M, MH e MHe para determinar quais os períodos normais em cada um destes modelos. Por fim, eu comparei os modos observados aos modelos, determinando a estrutura interna de 72 ZZ Cetis. Antes deste trabalho,só existiam 12 ZZ Cetis que haviam sido estudadas sismologicamente. A minha maior contribuição foi a inclusão de pesos relativos proporcionais às amplitudes observadas dos modos. Embora eu usasse as determinações espectroscópicas como guia, eu jamais restringi a procura das soluções nesta região, buscando em toda a grade, para evitar mínimos locais. Nós encontramos que a massa de hidrogênio média é 1O-6,3:J:l,6M* e a de hélio é 10-2,5:1:0,6M*, e não encontramos forte evidência de acresção ou perda de massa enquanto as estrelas evoluem pela faixa de instabilidade. O valor médio para a espessura da massa da camada de H é diferente do valor canônico de 10-4 M*, derivado por cálculos evolucionários. Este resultado indica que algumas anãs brancas com massa próxima ao valor mais provável se formaram com massa de H cem vezes menor que o valor predito pela teoria, ou seja, é provável que a perda de massa durante sua evolução tenha sido mais eficiente do que assumem os modelos. Minha tese demonstrou que é possível fazer sismologia, desde que tenhamos alguns modos e/ou temperatura e massa confiáveis, totalizando um mínimo de 5 parâmetros. A nossa conclusão é que a sismologia é uma poderosa ferramenta para o estudo da estrutura estelar das anãs brancas, mesmo quando poucos modos estão excitados.

White dwarfs are the evolutionary end point of almost 98% of all stars. The goal of this thesis is to determine the internal structure of the ZZ Ceti stars, pulsating white dwarfs with hydrogen atmosphere. Our first task was the discovery,together with our collaborators, of 43 new variables, 1/3 of all known ZZ Cetis. In the sequence we demonstrated observationally that the instability strip is probably an evolutionary stage of stellar life, which means, all white dwarfs with H atmospheres in the temperature range of 12300 ~ Teff ~ 10850K pulsate. We obtained spectra with signal-to-noise ratio higher than 70 with the Gemini telescope for 12 stars with Teff '" 12000 K, concluding that temperatures obtained with SDSS spectra are underestimated by 300:i220 K, and that the masses are over estimated by O,10:i 0,03 M0. We also obtained time series photometry with signal-to-noise ratio higher than 500, reaching detection limits of variability of 2mma, that allowed the re-classification of 4 stars as ZZ Cetis previously classified as non variables. There are still 3 stars for which it was not possible to detect variability at 2mma, that are contaminating the instability strip. In order to do the first large seismologicalstudy of ZZ Cetis, I calculated a fine grid of adiabatic models varying Teff, M, MH e MHe to determine which are the normal periods in each model. Finally, I compared the observed modes to the models, determining the internal structure of 72 ZZ Cetis. Prior to this work there were only 12 ZZ Cetis that had been studied seismologically. My main contribution was the inclusion of relative weightsproportional to the observed amplitudes in the fits. Even though I used the spectrocopic determinations as a guide, I never restrict the search for the solutions within this region, searching in the whole grid, to avoid local minima. We found that the average hydrogen mass is 1O-6.3:H.6M. and that the helium is 10-2,5:1:0,6M., and we have found strong evidence neither for accretion nor mass loss while the stars evolve through the instability strip. The average value for the H mass layer thickness is different than the canonic 10-4 M., derived by evolutionary calculations. This result indicates that some white dwarfs formed with H mass about hundred times smaller than the theoretical value, Le., it is likely that mass loss during their evolution has been more efficient than what is assumed by models. My thesis demonstrated that it is possible to do seismology, provided that there are some modes and/or the temperature and mass are reliable, with a total of 5 parameters. Our conclusion is that seismology is a powerful tool to study of internal stellar structure, even thought only a few modes are excited.