En un nuevo estudio publicado en The Astrophysical Journal , el Dr. Li Zhenwei y sus colaboradores de los Observatorios de Yunnan de la Academia China de Ciencias (CAS), y el Dr. Zhang Yangyang de la Universidad Normal de Zhoukou, propusieron un nuevo modelo de formación de subenanas calientes masivas, ofreciendo explicaciones para un subconjunto de helio- ricas subenanas calientes observadas en el cosmos.
Las subenanas calientes son un tipo de estrella de rama horizontal extrema. Algunas de estas estrellas, descubiertas en binarias cercanas, se consideran fuentes potenciales de ondas gravitacionales (GW) para futuros detectores de GW espaciales. Las peculiaridades químicas distintivas, particularmente la abundancia de helio (He) en sus superficies, sirven como herramientas valiosas para comprender la formación y evolución de estos cuerpos celestes.
Las subenanas calientes generalmente se forman a través de interacciones binarias con la ignición del núcleo de He cuando el donante inicia la transferencia de masa cerca de la punta de la rama de la gigante roja (RGB). Este escenario se conoce como canal RGB. Sin embargo, el reciente descubrimiento de la estrella SMSS J1920, la tercera binaria conocida formada por una estrella subenana caliente y una enana blanca en acreción, contradice el canal RGB.
Las fuertes líneas de Ca H y K con un desplazamiento hacia el azul sugieren que el binario probablemente se originó a partir de la reciente eyección de la envoltura común (una edad de eyección de ~10.000 años). Por el contrario, para las subenanas calientes producidas a partir del canal RGB, el tiempo desde la eyección de la envoltura común hasta el estado actual abarca varias decenas de millones de años.
Para explicar la formación de SMSS J1920, los investigadores propusieron una nueva ruta hacia las subenanas calientes. Se trata de una subenana caliente producida a partir del proceso de eyección de la envoltura común con una estrella de rama gigante asintótica (AGB), denominada canal AGB. A diferencia de la subenana caliente de una estrella RGB, una subenana caliente de una estrella AGB contiene un gran núcleo de carbono y oxígeno (CO), capas que queman helio y una envoltura de hidrógeno.
Utilizando códigos de evolución estelar de última generación, los investigadores construyeron los modelos evolutivos de las subenanas calientes del canal AGB. Los resultados simulados pueden explicar la mayoría de los parámetros importantes observados en SMSS J1920, como la edad evolutiva, la masa subenana caliente, la temperatura efectiva y la gravedad superficial.
El canal AGB puede explicar no sólo el SMSS J1920 sino también algunas subenanas calientes especiales observadas. El canal AGB podría producir subenanas calientes con masas superiores a 0,48 veces la masa del sol. En el canal RGB, sin embargo, la mayoría de las subenanas calientes tenían masas inferiores a 0,48 veces la masa del sol. Esto sugiere que una parte de las subenanas calientes masivas pueden originarse en el canal AGB.
Además, los investigadores descubrieron que las subenanas calientes del canal AGB generalmente exhiben altas abundancias de helio (He), lo que puede atribuirse a la quema parcial de hidrógeno en la envoltura. Por lo tanto, las subenanas calientes del canal AGB pueden explicar naturalmente una parte de las subenanas calientes ricas en He observadas en el cosmos.
Más información: Zhenwei Li et al, Una nueva ruta hacia subenanas calientes masivas:eyección de envoltura común desde estrellas de rama gigante asintóticas, The Astrophysical Journal (2024). DOI:10.3847/1538-4357/ad2206
Información de la revista: Revista Astrofísica
Proporcionado por la Academia China de Ciencias
