Period change rates of LMC classical cepheids using MESA
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Date
2021
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Abstract
Las estrellas pulsantes, como las Cefeidas o las RR Lyrae, nos ofrecen una ventana
para medir y estudiar los cambios debidos a la evolución estelar. Los cambios evolutivos
en la densidad de la estrella producen cambios en el periodo de pulsación, que tienen un
efecto acumulativo en los tiempos observados del brillo máximo o mínimo de la estrella.
Por esta razón, las estrellas pulsantes son laboratorios de astrofísica estelar. En esta tesis
calculamos un conjunto de modelos evolutivos de estrellas con 4 a 7 푀 utilizando el
código de evolución estelar Modules for Experiments in Stellar Astrophysics (MESA),
variando la tasa de rotación inicial y la metalicidad. Durante la fase de quema de helio,
la luminosidad aumenta a medida que aumenta la rotación, mientras que variando la
metalicidad el comportamiento de la luminosidad resulta no monotónico. Por otro lado, la
extensión del blue loop muestra una dependencia con la masa y la rotación más compleja.
La extensión del blue loop para estrellas con 푀 ≤ 5,5 푀 disminuye a medida que aumenta
la tasa de rotación, mientras que el comportamiento es no monotónico para estrellas con
푀 > 5,5 푀 . Debido a la pérdida de momento angular durante la fase de quema de
hidrógeno en una cáscara, las Cefeidas no alcanzan rotaciones cercanas a la rotación
crítica.
Utilizando Radial Stellar Pulsations (RSP), la nueva funcionalidad de MESA, obtuvimos los bordes de la banda de inestabilidad (IS) y los periodos lineales para el
modo fundamental. Se obtuvieron relaciones período-edad, período-edad-temperatura,
período-luminosidad y período-luminosidad-temperatura para tres tasas de rotación y metalicidades, que mostraron dependencias con el número de cruce, la posición en la IS, la
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rotación y la metalicidad. Las tasas de cambio de periodo se calcularon directamente
a partir de los periodos lineales. Los modelos durante el segundo cruce mostraron una
dependencia no monontónica con la rotación, mientras que los modelos sin rotación muestran una mayor tasa de cambio de periodo durante el tercer cruce. Al variar el contenido
de metales, los modelos con mayor metalicidad presentan una tasa ligeramente superior
durante el segundo cruce.
Comparamos nuestros modelos con los trabajos presentados en la literatura utilizando
el código de Ginebra. Encontramos grandes diferencias entre los modelos dada la diferente
implementación de la rotación entre los códigos. Además, comparamos nuestras tasas de
cambio de periodo con las calculadas en trabajos recientes en la literatura, para las cefeidas
de La Gran Nube de Magallanes (LMC). Encontramos un buen acuerdo en general, ya que
72,2% de los datos caen dentro de rango de 3-sigma de los modelos. La implementación de
procesos aún no incluidos en MESA, como la pérdida de masa impulsada por la pulsación,
podría ayudarnos a cubrir mejor las tasas de cambio de periodo empíricas en la literatura.
Description
Tesis (Magíster en Astrofísica)--Pontificia Universidad Católica de Chile, 2021