Estimación de parámetros fundamentales de enanas blancas mediante espectroscopía y fotometría en el visible

Abstract

En este trabajo se analizan los espectros observados y los datos fotométricos de un conjunto de enanas blancas ricas en hidrógeno con el objetivo de determinar sus parámetros fundamentales tales como la temperatura efectiva y la gravedad superficial, a través de dos métodos independientes. Se han comparado los resultados obtenidos usando cada uno de ellos y contrastado con medidas ya publicadas. Las enanas blancas representan el punto final de la evolución estelar del 97% de las estrellas de nuestra Galaxia, incluida nuestra estrella, el Sol. Son remanentes estelares densos, debido a que la materia se encuentra en estado de plasma y no existe ningún impedimento por el cual los átomos no puedan aproximarse entre sí. Los electrones se aproximan hasta que sus posiciones se limitan y la presión viene dada por el principio de exclusión de Pauli: dos electrones (o más general, fermiones) no pueden ocupar números cuánticos iguales. Como en el núcleo de las enanas blancas no tienen lugar reacciones nucleares, es precisamente esta presión de degeneración de los electrones la que se opone al colapso gravitatorio. La estructura de estas estrellas degeneradas consiste principalmente en un núcleo de carbono y oxígeno envuelto por una capa de helio, que a su vez suele estar rodeada por una capa de hidrógeno, lo que generalmente impide la observación directa de la composición interior dada su gran opacidad. La medida de los parámetros fundamentales se ha llevado a cabo mediante el uso de dos métodos implementados en Python y una malla de espectros sintéticos que cubre un determinado espacio de temperatura efectiva y gravedad superficial. Se han buscado los modelos que mejor se ajustan a los datos observados de doce enanas blancas con fotosferas ricas en hidrógeno (tipo espectral DA) a través de una optimización por mínimos cuadrados. El método espectroscópico usa la anchura y la profundidad de las líneas de absorción como elementos de diagnóstico, mientras que en el fotométrico se emplean la distribución espectral de energía determinada a partir de un conjunto de magnitudes en bandas anchas y la distancia a la fuente. Los resultados de este análisis se corresponden a lo esperado: se encuentran temperaturas efectivas entre 7300 y 22400 K y gravedades superficiales en torno a log g~8 dex. Además, se han comparado con los resultados de un estudio de 230 candidatas a enanas blancas que contiene las de la muestra analizada. Los valores medidos en este trabajo son perfectamente compatibles.

This project focuses on the analysis of the observed spectra and photometry of a set of hydrogenrich white dwarfs. We determined their fundamental parameters such as the effective temperature and surface gravity, using two independent methods. We compare the results provided by each method and contrast them with values previously published. White dwarfs represent the end point of the evolution of 97% of the stars in our Galaxy, including our star, the Sun. They are dense stellar remnants because matter is in a plasma state and there is no reason why atoms can not approach each other. In fact, electrons get so close to each other that their positions are limited and the pressure is dictated by the Pauli exclusion principle: two electrons (or more generally, fermions) cannot have identical quantum numbers. As nuclear reactions do not take place in white dwarf nuclei, it is this electron degeneracy pressure that counteracts the gravitational pull. In brief, white dwarfs are made of a nucleus of carbon and oxygen surrounded by a layer of helium, which in turn is usually surrounded by a hydrogen layer, which generally prevents direct observation of the interior composition due to its large opacity. The determination of fundamental parameters in this work has been carried out with two methods implemented using Python and a grid of synthetic spectra. The best-fit models for a sample of twelve hydrogen-rich white dwarfs were obtained by least squares optimization. The spectroscopic method relies on the sensitivity of the absorption lines depth and width to the effective temperature and surface gravity, while the photometric technique analyses the spectral energy distribution constructed from a set of broad-band magnitudes and the known distance to the source. The results of this analysis are as expected: we find effective temperatures between 7300 and 22400 K and surface gravities around log g ~ 8 dex. In addition, these have been compared with the results of a study of 230 white dwarf candidates that contains the stars in our sample. There is agreement between the two works.