Tesis postgrado Astrofísica

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Examinando Tesis postgrado Astrofísica por Materia "ESTRELLAS ENANAS"

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    The mass range for hot subdwarf B stars from MESA simulations : dependence on metallicity and overshooting
    (Universidad de Valparaíso, 2023-04) Arancibia Rojas, Eduardo; Zorotovic, Mónica (Supervisor)
    Hot subdwarf B (sdB) stars are helium core burning stars that have lost almost their entire hydrogen envelope due to binary interaction. Their assumed canonical mass of MsdB ∼ 0.47 M⊙ has recently been debated given a broad range found both from observations as well as from the simulations. The mass range for sdBs as a function of initial mass was derived two decades ago by Han et al. (2002), using the Eggleton code, for two different metallicities (Z =0.02 and Z = 0.004). Here, I revised and refined these calculations, using the stellar evolution code MESA. An excellent agreement was obtained for low-mass progenitors, up to ∼ 2.0 M⊙. For more massive progenitors, a direct comparison was not possible due to the different prescription for overshooting these authors used, which is not available in MESA. However, I found that in general the MESA models result in a wider mass range compared to the simulations performed by Han et al. (2002) with the Eggleton code, for more massive stars. The effects of metallicity and the inclusion of core overshooting during the main sequence were also analysed. I found that the lower metallicity models predict, on average, slightly more massive sdBs (0.01 − 0.02 M⊙ larger). The inclusion of core overshooting during the main sequence mostly affected progenitors more massive than ∼ 1.5 M⊙, as expected, decreasing the maximum initial mass for which the core becomes degenerate during the red giant branch phase, and increasing the sdB mass for progenitors that ignite helium under non-degenerate conditions. The duration of the sdB phase was also calculated, finding a strong anti-correlation with the sdB mass. Finally, I discussed several factors that might affect the sdB mass distribution and should be considered in binary population synthesis models that aim to compare with observational samples.
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    Multiperiodicidad de superciclos en novas enanas del tipo SU UMa
    (Universidad de Valparaíso, 2019-03) Contreras Quijada, Alexander
    Los sistemas estelares binarios compuestos por una componente primaria (enana blanca) y otra secundaria (estrella de secuencia principal) que presentan transferencia de masa son las llamadas variables cataclísmicas (CV, por sus siglas en inglés). El material que proviene desde la componente secundaria, luego de llenar su lóbulo de Roche, forma un disco de acreción alrededor de la enana blanca. Dentro de las CVs se encuentran las novas enanas que presentan erupciones de duración y frecuencia variables en sus curvas de luz, donde se distinguen 3 clases: las tipo U Gem o SS Cyg, Z Cam y las SU UMa. Éstas últimas poseen períodos orbitales menores a 3 horas y presentan erupciones normales que duran pocos días y erupciones más largas (alrededor de 2 semanas) y más brillantes llamadas supererupciones. El período de tiempo entre cada supererupción se denomina superciclo (entre 120 y 600 días) y cambia de forma cuasi-periódica. Así también, se distinguen las ER UMa que poseen superciclos más cortos cada 20 a 40 días. El presente trabajo presenta un estudio en detalle de superciclos para 23 novas enanas del tipo SU UMa y 3 del tipo ER UMa. Mediante datos observacionales, principalmente desde la base de datos de la American Association of Variable Star Observers (AAVSO) y supererupciones reportadas en la literatura, se pudieron obtener hasta 88 años de observaciones para cada estrella. En consecuencia, se contabilizaron la mayoría de las superupciones para asignarles números de ciclos E y con ello poder determinar los valores de superciclos típicos. De esta forma, mediante ajustes de mínimos cuadrados lineales de los números de ciclos E versus día juliano se obtuvieron superciclos generales promedio (PSC) de entre 42 días hasta aproximadamente 1.5 años. Sin embargo, se encuentra que los superciclos presentan 3 tipos de variaciones en distintas escalas de tiempo que van desde pocos meses hasta algunas décadas. En primer lugar, los residuos O-C muestran rangos de superciclo aproximadamente constante después de 5 o más supererupciones y que representan variaciones a corto plazo en intervalos de tiempo de 1 a 33 años aproximadamente. De esta forma, estos superciclos C (130 casos) muestran valores que van desde los 34 días hasta alrededor de 1.7 años, encontrándose además entre 2 a 11 superciclos C por objeto. En segundo lugar, mediante ajustes de mínimos cuadrados parabólicos a los residuos O-C lineales se encuentra que 17 casos presentan cambios seculares signicativos de superciclos, aumentando su valor en 11 o disminuyéndolo en 6 casos, lo que constituye variaciones a largo plazo. En tercer lugar, se encontraron variaciones a mediano plazo en todos los casos, donde a partir de ajustes de mínimos cuadrados sinusoidales a los residuos O-C parabólicos se determinaron superciclos (PSCsin) que van desde 5.4 a aproximadamente 48.4 años. Adicionalmente, se realizaron nuevos ajustes de mínimos cuadrados sinusoidales a los residuos O-C lineales, con ello se encontraron superciclos (PSCsin2) entre los 5.5 a los 58.6 años. Por otra parte, para los PSC se pudieron distinguir dos grupos bien definidos, separados por el C = 250 días. Por lo cual, se encuentra una fuerte correlación entre este parámetro versus tiempo de observación y PSCsin, para PSC menores a los 250 días. Sin embargo, para PSC > 250[d] no se encuentra ninguna correlación significativa con los parámetros ya mencionados. Así mismo, se encuentra que alrededor de un 64% de los superciclos C están bajo los 250[d]. Los valores de PSC son comparados con otros resultados reportados en la literatura. A pesar de que se encuentran similitudes también existen diferencias substanciales principalmente referentes a las variaciones seculares de los superciclos. Finalmente, se investiga una posible relación de los superciclos sinusoidales (PSCsin y PSCsin2) con ciclos de tipo solar ('22 años), debido a variaciones en la componente secundaria de la binaria producto de fuertes campos magnéticos que se producen en las zonas convectivas en su interior. Tales variaciones se manifiestan en cambios a largo plazo de la magnitud promedio, variaciones pequeñas del período orbital (Porb) y, en el caso de novas enanas, variaciones del valor promedio de los intervalos entre erupciones consecutivas. De esta forma, en este estudio se comparan 54 variables cataclísmicas (CVs) y un total de 103 períodos cíclicos (Pcic) donde el valor medio para CVs con Porb>3h es de 13.1 _ 2.6 años. Por el contrario, para Porb<3h el valor medio aumenta de forma signicativa hasta 23.6 _ 1.7 años. En consecuencia, las SU UMa podrían presentar ciclos de tipo solar con períodos mucho más largos que los de otros tipos de novas enanas.
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    The origin of brown dwarfs
    (Universidad de Valparaíso, 2019-09) Santamaría Miranda, Alejandro; Schreiber, Matthias
    In the present thesis we study the problem of the formation of brown dwarfs, objects whose masses are in the range between planets and stars. There are four main for- mation theories for these substellar objects: turbulent fragmentation, disk fragmen- tation, ejection from filaments and photoevaporation. All these formation channels can form brown dwarfs but it remains an open question which is the one preferred by nature. Revealing this dominant formation mechanism was the main motivation of this thesis. In particular, we investigated if mass loss or accretion processes are a scaled-down versions of the same phenomena in the stellar regime. We used several astronomical techniques such as interferometry and spectroscopy at different wavelengths to study the formation of brown dwarfs. For our observational surveys of forming brown dwarfs the star forming region of Lupus and ρ Ophiuchus were chosen as their close distance and their youth enhance the possibilities of de- tecting and analysing faint objects. For objects in the earliest stages of their evolution we used ALMA for studying the cold dust envelopes which emit the released energy in the (sub)mm regime. ALMA was also used for the somewhat more evolved Class 0 and I sources, complemented with optical and infrared archival data. In one Class I/II source (Par-Lup3-4) we have used the emission of several molecular transitions to study the mass loss of a molecular outflow. We combined the ALMA emission line and continuum data with optical/infrared archival data. The further evolved Class II sources were studied using spectroscopic observations ranging from near ultraviolet to near infrared wavelengths as well as continuum emission in the (sub)mm and optical/infrared photometry. The most notable observational result is the discovery of eleven pre-substellar core can- didates that are in gravitational contraction. We found an interesting Class 0/I can- didate and resolved its structure. We measured the disk mass of the Class II sources and their properties are consistent with being scaled down versions of forming low mass stars. We detected for the first time the base of a bipolar molecular outflow in a very low mass star whose properties are a scaled-down version of the outflow properties ob- served in the stellar regime. We measured the accretion rate of the substellar companion to the stellar binary (SR 12) using several accretion indicators commonly used in the stellar regime. The companion’s radial velocity and its separation within the binary system point out that it is not very probable that this source was formed by disk fragmentation, while the accretion rate is in agreement with an extension of the relation obtained for more massive objects. Based on the mentioned scientific evidences (accretion rate, mass loss, the presence of isolated pre-substellar cores in gravitational contraction, and the relation between disk mass and central object) we conclude that it is highly probable that the main for- mation mechism of brown dwarfs is turbulent fragmentation (also known as scaled- down version of star formation).