Astrosismología de estrellas enanas blancas variables ZZ Ceti

Las estrellas enanas blancas constituyen la etapa final más común de la evolución estelar en la Vía Láctea. Por lo tanto, la población actual de estos objetos contiene valiosa información acerca de la historia de nuestra Galaxia. A lo largo de su evolución, las estrellas enanas blancas atraviesan varias etapas de inestabilidad pulsacional. Esto permite estudiarlas usando la Astrosismología, que estudia las propiedades evolutivas y estructurales de las estrellas pulsantes a partir del espectro de períodos observado. En particular, la astrosismología de enanas blancas es la única herramienta conocida para estimar la masa de las envolturas de hidrógeno y helio, y determinar la masa estelar con gran presición. en esta Tesis realizamos un estudio astrosismológico aplicado a estrellas enanas blancas variables de tipo DA conocidas como ZZ Ceti. Para ello, calculamos una grilla de modelos evolutivos representativos de estrellas enanas blancas DA, caracterizados por una estructura química interna detallada. También, realizamos un estudio de las propiedades evolutivas y estructurales de estos modelos, en particular la relación masa inicial-masa final. Luego, calulamos el espectro de períodos adiabáticos de pulsación de los modelos evolutivos, en un rango de temperatura efectiva suficiente para cubrir ampliamente la banda de inestabilidad observada (~ 12500 - 10500 K). Luego realizamos ajustes astrosismológicos período a período sobre una muestra de 45 estrellas ZZ Ceti. Comenzamos con un conjunto de 44 ZZ Ceti clásicas, que cuentan con determinaciones precisas de la temperatura y gravedad superficiales. En particular se realiza un análisis astrosismológico detallado del arquetipo de la clase, G117-B15A. También realizamos un estudio detallado de WD J1916+3938, la primera enana blanca DA variable descubierta en el campo de la misión Kepler. Finalmente, realizamos un análisis de las propiedades pulsacionales globales de la clase de ZZ Cetis. Estudiamos la distribución en masa, temperatura y masa de hidrógeno, para la muestra analizada. En particular, encontramos que el espesor de la envoltura de hidrógeno adopta diferentes valores con masas de hidrógeno en el rango 10ֿ4 - 10ֿ10 M*, con un valor medio más pequeño que aquel predicho por la teoría de evolución estándar. Este resultado implica la existencia de un escenario de formación que da lugar a envolturas de hidrógeno más delgadas. Aquí proponemos un posible escenario, relacionado con un episodio de un pulso térmico tardío (Althaus et al. 2005b)