Asteroseismology of massive ZZ Ceti stars : an updated grid of fully evolutionary models

Abstract

White dwarfs stars are by far the most common outcome of stellar evolution, being the final product of more than 95% of all stars in the Milk Way. During their evolution, the white dwarf stars cross several zones known as pulsational instability strips. This allows us to study the white dwarf stars through asteroseismology, which is a technique that exploits the comparison between observed periods and the periods computed using theoretical models. With asteroseismology, we can study the evolutionary and structural properties of pulsating stars. For white dwarf stars ,it is a powerful tool to estimate the mass of hydrogen and helium envelopes and to infer the stellar mass with accuracy. In this work, I present an asteroseismological study of 40 massive variable DA white dwarf stars known as ZZ Ceti stars. The sample has spectroscopic masses above 0.74M and includes SDSSJ181222.74+432107.6, the new massive ZZ Ceti discovered within the TESS mission. To this end, I updated the grid of fully evolutionary carbon-oxygen core DA white dwarf models generated using LPCODE, adding ∼500 sequences in the white dwarf cooling curve. For each stellar mass, I expanded the model grid in hydrogen envelope mass, in steps of 0.1 on a logarithmic scale for log(MH/M?) from -4 to -6, and in steps of 0.5 for values below. In addition, three new cooling sequences with white dwarf masses of 0.8, 0.86 and 0.9 M were included, in order to fill some gaps in the stellar mass present in the original grid. I study the distribution of log(g), effective temperature, and hydrogen envelope thickness. The mean value of the sample for the asteroseismological mass is hM?i sis = 0.84 ± 0.04M , which is in excellent agreement with the value obtained for the mean spectroscopic mass hM?i spec = 0.84 ± 0.07M . The mean hydrogen envelope mass of hMHi = 9 × 10−7M?. For 36 out of the 40 stars analyzed, I have found a best-fit model with less hydrogen than that predicted by standard evolutionary computations. I also conclude that the DAVs in the domain of thick envelopes usually have less hydrogen than what was expected by the prior evolution.

As estrelas anãs brancas são o resultado mais comum da evolução estelar, sendo o produto final de mais de 95% das estrelas da nossa Galáxia. Durante a sua evolução, as estrelas anãs brancas atravessam diversas zonas conhecidas como faixas de instabilidade, em que essas estrelas irão apresentar pulsações. Isto nos permite estudar as estrelas anãs brancas através da asterosismologia, que é uma técnica que explora a comparação entre períodos observados e períodos calculados, usando modelos teóricos. Com a asterosismologia, nós podemos estudar as propriedades evolucionárias e estruturais das estrelas pulsantes. Além disso, ela também é uma poderosa ferramenta para determinar a massa de envelopes de hidrogênio e de hélio, assim como para inferir massas estelares com acurácia. Neste trabalho, eu apresentou um estudo asterosismológico de 40 anãs brancas massivas DA variáveis, conhecidas como estrelas ZZ Ceti. A amostra possui massas espectroscópicas acima de 0.74M e inclui a estrela SDSSJ181222.74+432107.6, a nova ZZ Ceti massiva descoberta na missão TESS. Para este fim, eu atualizei uma grade de modelos completamente evolucionários de anãs brancas DAs com núcleo de carbono e oxigênio calculados através do LPCODE, adicionando ∼ 500 sequências para a curva de esfriamento das anãs brancas. Para cada massa estelar, eu atualizei a grade de modelo adicionando novas massas para o envelope de hidrogênio em passos de 0.1 em escala logarítmica para log(MH/M?), partindo de -4 até -6, e em passos de 0.5 para valores abaixo disso. Além disso, três novas sequências de esfriamento com massas de anã branca de 0.8, 0.86 e 0.9 M foram incluídas para preencher uma lacuna na massa estelar da grade original. Eu estudei a distribuição de log(g), temperatura efetiva e espessura do envelope de hidrogênio. O valor médio obtido para massa asterosismológica da amostra foi de hM?i sis = 0.84 ± 0.04M . Este valor está em excelente Este valor está em excelente concordância com o valor médio para a massa espectroscópica que é de hM?i spec = 0.84 ± 0.07M . O valor médio obtido para a massa de hidrogênio foi de hMHi = 9 × 10−7M?. Em 36 das 40 estrelas analisadas, eu encontrei um modelo de melhor ajuste com menos hidrogênio do que o esperado por cálculos evolucionários. Conclui-se que as estrelas ZZ Ceti, no domínio de envelopes espessos, possuem menos hidrogênio do que o esperado pela evolução prévia.