Extremely low-mass white dwarfs in interacting binary systems - Soethe, Leonardo Taynô Tosetto (2021)
Anãs brancas de massa extremamente baixa (ELM WDs) são entendidas como o resultado da evolução binária na qual uma estrela doadora de baixa massa — massa da ordem da do Sol — é despida por sua companheira, deixando para trás uma anã branca com núcleo de hélio de massa de 0,2–0,3 massas solares e gravidade superficial de dez a mil vezes menor do que a de uma anã branca canônica. O objetivo geral deste trabalho é obter modelos de ELM compatíveis com a distribuição observada de ELMs e pré-ELMs. Antes da interação, (i.e., da transferência de massa), acredita-se que a evolução binária é dominada pelo mecanismo do freamento magnético, o qual é a maior fonte de incertezas na modelagem desse tipo de sistema. Nos modelos de formação de ELM WDs orbitando pulsares de milissegundos em órbitas muito compactas (2–9 horas) publicados, um severo ajuste fino no período orbital inicial foi necessário, sugerindo que a formulação do freamento magnético utilizado precisava ser revisada. Uma modificação ao tratamento do freamento magnético tradicional foi proposta por Van & Ivanova (2019), nomeada Convection And Rotation Boosted (CARB). Essa receita para a lei do freamento magnético inclui duas novas melhorias no entendimento dos campos e ventos magnéticos, introduzindo modificações na evolução de sistemas binários de raios-X de baixa massa (LMXB) devido à força do campo magnético e à rotação. Computando sequências de modelos usando o código de evolução estelar MESA, nós aplicamos a formulação CARB em modelos de formação de ELM WDs em sistemas binários compactos e encontramos que o ajuste fino severo no período orbital inicial não é mais necessário. Em particular, nós encontramos que para períodos orbitais no intervalo de 4–250 dias os produtos finais da evolução são ELMs e anãs brancas de baixa massa com massas no intervalo 0,15–0,40 massas solares. Também, o período de bifurcação — o período orbital inicial que separa os sistemas em que, ao final da evolução, terão seus componentes aproximados ou afastados — é deslocado para valores maiores (de 2,75–2,8 para 20–25 dias) quando o freamento magnético CARB é levado em conta. Como resultado, obtivemos modelos de ELM WDs com massas tão baixas quando 0,26 massas solares em sistemas convergentes mesmo com períodos orbitais iniciais tão longos quanto 20 dias. Nós expandimos a nossa grade de modelos para estudar os efeitos de diferentes parâmetros iniciais. Os seguinte cenários foram considerados: o aumento da massa da estrela doadora de 1,0 para 1,2 vezes a massa do Sol a fim de diminuir o tempo na sequência principal; diferentes metalicidades (Z = 0.02, 0.01 and 0.001) pois há progenitores em diferentes partes da Galáxia; e estudar alta (70%) e baixa (20%) eficiência na transferência de massa, já que é um parâmetro bastante incerto. Nós então repetimos as mesmas configurações descritas acima mas considerando como acretora uma anã branca massiva (0,8 massa solar), compatível com sistemas de variáveis cataclísmicas (CV). As nossas conclusões indicam que a prescrição CARB é adequada para reproduzir as propriedades de LMXBs e CVs observadas, mesmo no regime de períodos orbitais iniciais curtos. Comparando nossos modelos com dados observacionais de He-WDs em sistemas binários com pulsares de milissegundos, o uso do freamento magnético CARB se mostra compatível com a formação de ELM WDs em LMXBs. Em adição aos sistemas LMXB e CV, o freamento CARB torna possível a formação de binários de raios-X ultra-compactos (UCXB) e pulsares de milissegundos de órbita ampla, bem como ELM WDs separadas em companhia de estrelas de nêutrons e de anãs brancas massivas. Todavia, dados de ELM WDs em sistemas com anãs brancas apresentam grande dispersão em massa e no período orbital do sistema binário, sugerindo que outros canais de formação também estão presentes. Nota-se que não simulamos modelos de Envelope Comum (CE). Além disso, nós encontramos que as propriedades observacionais como temperatura efetiva e gravidade superficial desses novos modelos são compatíveis com a maioria das ELM WDs confirmadas ou candidatas. Os resultados combinados dos mais de trezentos modelos que calculamos deixam claro que a massa final das ELM WDs é uma quantidade extremamente degenerada no espaço de parâmetros estudado, já que existem inúmeras interdependências entre metalicidade, ocorrência de flashes de hidrogênio, eficiência na transferência de massa, a massa inicial das estrelas, o período orbital inicial, e a reação do sistema binário quanto à transferência de massa.