Alexander tutukov 1985 astrophysical journal supple

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(Icko Iben Jr. & Alexander Tutukov, 1985, Astrophysical Journal Supple- ment Series, 58, 661; Zhanwen Han, Christopher A. Tout & Peter P. Eggleton, 2000, “Low- and intermediate-mass close binary evolution and the initial-final mass relation”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 319, 215). V´arias an˜as brancas s˜ao encontradas com massas abaixo de 0,50 M ; os modelos de evolu¸ ao estelar indicam que essas estrelas n˜ao passaram pela fase luminosa (topo) do ramo gigante assint´ otico (AGB), fase de Mira e subseq¨uente fase de nebulosa planet´aria, mas tiveram perda de massa suficientemente alta para truncar sua evolu¸c˜ ao no in´ ıcio do AGB, ou, ainda, no ramo horizontal, onde h´a queima de h´ elio no n´ucleo. Uma raz˜ao para essa truncagem seria que a camada rica em hidrogˆ enio pr´oxima `a superf´ ıcie ao tivesse massa suficiente para manter igni¸c˜ ao e reigni¸c˜ ao de queima de hidrogˆ enio ( shell flashes ). Existem poucas an˜as brancas com massas medidas por astrometria ou sismologia: ırius B: M = 1 , 053 ± 0 , 028 M 40 Eri B (sistema triplo): M = 0 , 42 ± 0 , 02 M Procyon B: M = 0 , 62 M L 870-2: um sistema com duas an˜as brancas com P orb = 2 , 5 d e com- ponentes com M = 0 , 41 e 0 , 46 ± 0 , 1 M Stein 2051B: com massa mais prov´ avel de M = 0 , 50 ± 0 , 05 M PG 1159-035 com massa sismol´ogica de 0 , 59 ± 0 , 01 M PG 2131+066 com massa sismol´ogica de 0 , 61 ± 0 , 02 M As massas sismol´ogicas foram obtidas por Donald Earl Winget (1955-), Steven Daniel Kawaler (1958-), R. Edward Nather (1926-), Kepler de Souza Oliveira Filho (1956-) e seus colaboradores do Whole Earth Telescope . Como vimos anteriormente, a massa de Chandrasekhar [= 1 , 456( 2 μ e ) 2 M ] ´ e a massa m´axima que uma estrela an˜a branca pode ter e ser suportada por press˜ao degenerada dos el´ etrons. As duas estrelas n˜ao-bin´ arias de mais alta massa, inferidas espectroscopicamente, s˜ao PG1658+441, com log g = 9 , 36 ± 0 , 07, massa M = 1 , 31 ± 0 , 02 M e T ef = 30 500 K, e GD 50, com 460
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log g = 9 , 00 ± 0 , 15 e massa M = 1 , 2 ± 0 , 07 M . Ambas est˜ao abaixo do limite de 1 , 35 M , a massa de Chandrasekhar para um n´ucleo de Mg, o elemento nuclear mais prov´ avel. A maior parte das estrelas an˜as brancas com massas acima de 0 , 55 M provavelmente passou pela fase de nebulosa planet´aria, mas em geral 30% das an˜as brancas n˜ao s˜ao descendentes das nebulosas planet´arias. Somente cerca de 2% das an˜as brancas evolu´ ıram diretamente do ramo horizontal e os 28% restantes vˆ em igualmente do ramo gigante assint´ otico e da evolu¸c˜ ao de sistemas bin´arios interagentes. Em termos de sua composi¸c˜ ao atmosf´ erica, as an˜as brancas se divi- dem basicamente em duas classes: 80% tˆ em atmosfera com hidrogˆ enio puro (DAs), e os 20% restantes tˆ em atmosfera de h´ elio puro (DOs quando quen- tes, e DBs quando frias). A classifica¸c˜ ao de D (degenerada) seguida de letra referente ao espectro, foi proposta inicialmente por Willem Jacob Luyten (1899-1994) e estendida por Jesse Leonard Greenstein (1909-2002). Existe uma pequena quantidade de DBAs (atmosferas de He com tra¸cos de H), DABs (linhas fracas de HeI sobre um espectro com linhas de Balmer), DCs (frias, com espectro cont´ ınuo), DQs (atmosferas de h´ elio contaminadas com carbono) e DZs (algumas linhas met´alicas, especialmente Ca). As DQs s˜ao
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