Estrellas enanas blancas: Procesos físicos y aplicaciones

Las estrellas enanas blancas constituyen el destino final más común de la evolución estelar. Es sabido que más del 95\% de las estrellas culminarán su vida como enanas blancas. Como consecuencia, estas estrellas contienen información valiosa sobre nuestro entendimiento de la formación y evolución estelar, las propiedades nuestra galaxia y los sistemas planetarios, entre otras. No obstante, a fin de hacer uso de la población de enanas blancas como herramienta de estudio de diversos problemas astrofísicos, es necesario tener observaciones precisas y prescripciones confiables para modelar las diferentes poblaciones estelares. En ese sentido, la misión espacial GAIA constituye un avance sin precedentes, pues ha mejorado sustancialmente la calidad de las observaciones de enanas blancas de nuestra galaxia. Desde el punto de vista teórico, la gran variedad de aplicaciones de las enanas blancas requiere de una nueva generación de modelos evolutivos que contemplen los avances más recientes en la microfísica y un tratamiento completo de sus etapas evolutivas previas. Partiendo de esta base, la finalidad principal de esta tesis consiste en presentar cálculos detallados de la evolución y estructura de estrellas enanas blancas. En ese sentido, en esta tesis se han incorporado al modelado de dichas estrellas, procesos físicos que habitualmente son despreciados en los cálculos de evolución estelar. Estos procesos afectan los tiempos de enfriamiento y la composición química de las enanas blancas. A su vez, un segundo objetivo de esta tesis consiste en aplicar estos nuevos modelos detallados a la población actual de enanas blancas de nuestra galaxia. Para empezar, se estudió el impacto de la quema nuclear residual de hidrógeno (H) en enanas blancas provenientes de progenitores de baja metalicidad. Esta constituye una fuente extra de energía habitualmente despreciada en los cálculos evolutivos de enanas blancas, que naturalmente enlentece los tiempos de enfriamiento. Este efecto debería verse reflejado en la función de luminosidad de enanas blancas de poblaciones de baja metalicidad. Es por esto que en esta tesis, se estudió la función de luminosidad observada del cúmulo globular viejo y rico en metales NGC 6397. A su vez, se ha estudiado la posibilidad de que la quema nuclear estable de H excite modos pulsacionales a través del mecanimo epsilon, en enanas blancas en entornos de baja metalicidad. Por otra parte, se ha estudiado el impacto de la difusión del $^{22}$Ne en las propiedades evolutivas y pulsacionales de las enanas blancas. Para poder realizar este estudio, se han incorporado nuevos coeficientes de difusión del $^{22}$Ne y se ha mejorado notablemente el tratamiento numérico de este proceso. A su vez, se ha estudiado la evolución de enanas blancas deficientes en H. Con esa finalidad, se han incorporado modelos de atmósferas detalladas deficientes en H, que proporcionan condiciones de borde realistas para el modelado de la evolución de este tipo de estrellas. Estas condiciones de borde eran una pieza clave faltante de los modelos evolutivos de enanas blancas existentes en la literatura, necesaria para estimar correctamente los tiempos de enfriamiento. Por último, hemos calculado modelos evolutivos de enanas blancas masivas con núcleos de Oxígeno (O) y Neón (Ne). Estos cálculos son los primeros en considerar la separación de fase del O-Ne durante el proceso de cristalización y su consecuente liberación de energía. En esta tesis se han incorporado varios procesos físicos al código de evolución estelar LPCODE, proporcionando un marco te\'orico para, en los años subsiguientes, contrastar estos modelos teóricos con las observaciones. Esperamos con esta nueva generación de modelos evolutivos responder a diversos interrogantes planteados por las nuevas relevaciones observacionales.