Entendiendo la galaxia a través de sus estrellas muertas

• Título: The Field White Dwarf Mass Distribution
• Autores:  P.-E. Tremblay, J. Cummings, J. S. Kalirai, B. T. Gaensicke, N. Gentile-Fusillo, R. Raddi
• Estado: Aceptado para publicarse en MNRAS
• Astrobito original: Probing the Galaxy with Dead Stars, by Ingrid Pelisoli

Nuestro sol es una estrella de secuencia principal. Esta es la fase evolutiva en la cual las estrellas pasan la mayoría de su vida, quemando hidrógeno y produciendo helio en el núcleo. Cuando se acaba el hidrógeno, las estrellas pasan a la siguiente fase evolutiva. En esta las estrellas fusionan hidrógeno en una capa exterior. Mientras esto pasa, el centro de la estrella se contrae hasta que la temperatura es lo suficientemente alta como para comenzar a quemar helio. Cuando el helio se agota en el núcleo, la fusión de helio e hidrógeno sigue en las capas exteriores al núcleo caliente de carbono y de oxígeno. La mayoría de las estrellas nunca alcanzarán temperaturas lo suficientemente altas como para quemar estos dos elementos en el núcleo, terminando su vida con esta composición. Las características de estas fases depende fuertemente de la masa inicial y la metalicidad de la estrella. Sin embargo, algo es común a más del 95 % de las estrellas: estas expulsarán sus capas exteriores produciendo una nebulosa planetaria y terminaran su vida como enanas blancas.
La estructura de una enana blanca es sencilla: un núcleo generalmente compuesto de carbono y de oxígeno (los elementos más pesados que la mayoría de las estrellas pueden sintetizar), una capa delgada de helio, y una fina capa exterior de hidrógeno. Además, las enanas blancas tienen una relación peculiar, pero bien definida, de masa-radio. Esto se debe a que la materia en su núcleo es en su mayoría materia degenerada. Esto las hace fáciles de modelar y nos permite estimar parámetros físicos correlacionados, como por ejemplo la masa, temperatura y edad, de observaciones.

Uniendo los hechos de que la mayoría de las estrellas serán enanas blancas y que estas son fácil de modelar, podríamos tener la idea de estudiar nuestra galaxia modelando las características de la población de enanas blancas. Esto fue lo que los autores del artículo hicieron, al igual que otros autores antes. Los autores seleccionaron dos distribuciones de masa de enanas blancas bien definidas. Una limitada por la distancia y la otra por la magnitud. Los autores compararon las distribuciones con distribuciones simuladas que contienen información sobre la evolución, formación y estructura de la galaxia.
La distribución limitada por la distancia contiene enanas blancas a menos de 20 pc, y está completa al 90%, es decir, que hemos detectado alrededor de 9 de cada 10 enanas blancas en esta región. Esto es importante pues significaría que no existe una sesgo de selección importante. Sin embargo, la muestra solo contiene un poco más de 100 objectos, así que no es estadísticamente significativa. Para comparar sus simulaciones con una muestra mayor, los autores seleccionaron enanas blancas detectadas por el Sloan Digital Sky Survey. La muestra es más grande pero en este caso sí sufre de sesgo de selección debido a el criterio de selección del estudio y la cobertura espacial del estudio.
Los ingredientes más importantes de la simulación son la historia de formación estelar (SFH), la función de masa inicial (IMF),  la relación inicial-final de masa (IFMR), y la descripción de la altura de escala del disco galáctico. Con uno de estos cuatro ingredientes, se puede producir una buena distribución de masa para comparar con las observaciones. La SFH describe cuantas y cuando se formaron las estrellas, la IMF define la fracción de estrellas en un intervalo de masa definido cuando la formación ocurre, y la IFMR determine la masa y edades de las enanas blancas resultantes. La estructura del disco galáctico, determinada por su altura de escala, describe como las enanas blancas formadas están distribuidas a nuestro alrededor, permitiéndonos así estimar que tan probable es para nosotros detectarlas.
Los autores primero simularon distribuciones estándares con parámetros en la literatura: una SFH constante hasta los 10 Gyr, la edad asumida del disco, una IMF de Salpeter, una IFMR cuadrática, y una altura de escala variable, que incrementa con la edad de la estrella. Es decir, permitiendo a estrellas más viejas a estar más lejos del plano del disco. Para comparar con la muestra hasta 20 pc, los autores crearon estrellas en su simulación hasta tener una muestra significativas de enanas blancas detectables. Para comparar con la muestra de SDSS, la simulación fue llevada acabo hasta tener una muestra significativa en la area cubierta por SDSS y entre los limites de magnitudes. Luego ellos construyeron una distribución de masa de la simulación y la graficaron arriba de la distribución observada (Figs 1 y 2).

Figura 1: Comparación entre lo observado (negro) y lo simulado (azul) en la distribución de masa de las enanas blancas para la muestra hasta los 20 pc. Los objetos con masas menor de 0.45 masas solares (en rojo) son ignorados para calcular la masa promedio y la dispersion ya que estos son el resultado de evolución de sistemas binarios, y estos casos no los toma en cuenta la simulaciones. La forma de las distribuciones, la masa promedio y la dispersion (esquina superior derecha) concuerdan.

Figura 2: Distribución de masa observada (negro) y simulada (azul) para la muestra de enanas blancas en el SDSS. Las enanas blancas son de tipo DA (atmósfera dominada por hidrógeno) y DB (atmósfera dominada por helio). Enanas blancas en sistema binario y las magnéticas son removidas de la muestra. Así como en la figura 1 las enanas blancas de baja masa también son removidas. Incluso sin ajustar las simulaciones la forma y los valores promedios y de dispersion acuerdan bien.

El resultado es impresionante: la forma general, masa promedio, y la dispersión concuerdan. Esto refleja el hecho que, dado las incertidumbres en nuestras observaciones, nuestros modelos son lo suficientemente buenos para explicarlos. Sin embargo, no todo es perfecto: los autores notaron que las simulaciones predicen una fracción mayor de enanas blancas masivas. Esta diferencia era de un factor de hasta 1.5, ocasionando que el valor promedio obtenido por las simulaciones era mayor.

Los autores tomaron un paso. Estos modificaron los ingredientes para ver como estos afectaban la distribución obtenida, y si podían obtener distribuciones más cercanas a las observaciones. El mayor resultado es que una función de IMF más empinada permite disminuir la fracción de enanas blancas de mayor masa, y concordar así con las observaciones. Esto significaría que la popular IMF de Salpeter necesita una revisión. Los autores señalan que dado las incertidumbres no es posible descartar por completo la función de Salpeter, y lo que podría mejorarse es la IFMR. Los cambios en la SFH y en la descripción de la altura de escala del disco tienen menos efecto en la distribución obtenida.
Los roles de cada uno de los ingredientes y como influyen en la distribución de masa de enanas blancas será mejor conocida en un futuro cercano cuando Gaia mida el paralaje de la mayoría de las enanas blancas, esto nos permitiría obtener mejores estimados de sus parámetros físicos. Los autores nos dan una idea de donde deberíamos poner nuestra atención para modelar las enanas blancas: en el IMF y en un cercano segundo lugar el IFMR. Tenemos solo unos cuantos años más para trabajar en nuestros modelos para tratar de explicar lo que Gaia nos va a mostrar.