The impact of the white dwarf initial-final mass relation on star clusters' ages inferred from their cooling sequence

Resumen Técnico: El impacto de la Relación Masa Inicial-Final en las edades de los cúmulos estelares

Planteamiento del problema
La determinación de las edades de las poblaciones estelares mediante las secuencias de enfriamiento de enanas blancas (WD) depende fundamentalmente de la Relación Masa Inicial-Final (IFMR, por sus siglas en inglés), que mapea la masa inicial de la secuencia principal de una estrella progenitora a la masa final de su remanente de enana blanca. Si bien la IFMR es un insumo crítico para calcular las isócronas de las WD y las funciones de luminosidad (LF), la elección de una IFMR semiempírica o teórica específica introduce incertidumbres sistemáticas. Estudios previos han sugerido que diferentes IFMRs producen variaciones insignificantes en las edades derivadas, pero ha faltado una cuantificación exhaustiva de estos desplazamientos a través de diferentes regímenes de edad (antiguos, intermedios y jóvenes) y metalicidades. Este artículo investiga cómo la selección de diversas IFMRs semiempíricas y teóricas afecta las edades inferidas de los cúmulos estelares derivadas de sus secuencias de enfriamiento de WD.

Metodología
Los autores realizaron un análisis diferencial puramente teórico utilizando IFMRs semiempíricas recientes y una cuadrícula de modelos teóricos. El estudio se centró en tres regímenes de edad distintos:

1. Edades antiguas ($\approx$10 Gyr): Representadas por el cúmulo globular 47 Tuc ($\sim$12 Gyr) y el cúmulo pobre en metales NGC 6397 ($\sim$13 Gyr).
2. Edades intermedias ($\approx$1 Gyr): Representadas por el cúmulo abierto NGC 2158 ($\sim$1.8 Gyr).
3. Edades jóvenes ($\approx$100 Myr): Representadas por el cúmulo abierto M 37 ($\sim$300 Myr).

Para cada régimen, los autores calcularon isócronas de WD teóricas y LFs utilizando los modelos de progenitores BaSTI-IAC y modelos de WD de núcleo de CO. Emplearon cuatro IFMRs semiempíricas:

• CUMM: Basada en WD de cúmulos (Cummings et al. 2018).
• MILL: Basada en WD de cúmulos (Miller et al. 2026).
• CUNN: Basada en WD de campo local (Cunningham et al. 2024).
• WEID: Una relación heurística clásica (Weidemann 2000).

Adicionalmente, se utilizaron las IFMRs teóricas de MIST para probar la dependencia de la metalicidad para [Fe/H] = 0, −0.5 y −2.0.

Para simular condiciones observacionales realistas, las LFs teóricas se generaron con tamaños de bin y errores fotomététricos que coinciden con los de los cúmulos de referencia. El análisis consistió en desplazar la edad de una LF de referencia (calculada con una IFMR elegida) hasta que sus características sensibles a la edad (por ejemplo, el pico de magnitud o la terminación del extremo débil) coincidieran con las de las LFs calculadas con IFMRs alternativas. Los desplazamientos de edad requeridos se interpretaron como incertidumbres sistemáticas.

Contribuciones clave y resultados

• Edades antiguas ($\approx$10–12 Gyr):

  • La elección entre las IFMRs semiempíricas más actualizadas (CUMM, MILL, CUNN) introduce desplazajes de edad de como máximo $\sim$0.6 $\pm$ 0.2 Gyr. Específicamente, para igualar la magnitud del pico de una LF de 12 Gyr de tipo MILL, una LF de tipo CUMM debe hacerse más joven por 0.6 Gyr.
  • Las relaciones CUNN y CUMM producen resultados casi idénticos para cúmulos antiguos, con diferencias dentro de $\pm$0.2 Gyr.
  • La relación más antigua, WEID, produce un pico más brillante, requiriendo un aumento de edad de $\sim$0.4 Gyr para coincidir con la referencia CUMM.
  • Dependencia de la metalicidad: Utilizar una IFMR de metalicidad solar para cúmulos pobres en metales (por ejemplo, NGC 6397) en lugar de una IFMR apropiada para la baja metalicidad del cúmulo conduce a una subestimación de la edad de hasta 0.8 $\pm$ 0.2 Gyr. Esto sugiere que omitir la dependencia de la metalicidad predicha en los modelos teóricos puede sesgar significativamente las determinaciones de edad en sistemas pobres en metales.

• Edades intermedias ($\approx$1–2 Gyr):

  • El impacto de la elección de la IFMR se reduce a $\sim$0.2 $\pm$ 0.1 Gyr.
  • Para una referencia de 1.8 Gyr, la LF de tipo CUNN requiere una reducción de 0.2 Gyr para coincidir con la LF de tipo MILL. La relación CUMM permanece consistente con los resultados de MILL en este régimen.

• Edades jóvenes ($\approx$100–300 Myr):

  • El impacto de la elección de la IFMR es despreciable.
  • A estas edades, el indicador de edad es la magnitud del bin más débil (terminación de la secuencia), la cual está determinada por la masa máxima de WD permitida por la IFMR para núcleos de CO. Dado que las relaciones MILL, CUMM y CUNN concuerdan bien en el rango de masa relevante, las edades derivadas son robustas frente a las variaciones de la IFMR.

Significancia y afirmaciones
El artículo afirma que la elección de la IFMR constituye una incertidumbre sistemática en las determinaciones de edad de las WD que debe ser contabilizada, particularmente para los cúmulos globulares antiguos.

• Para cúmulos antiguos, la incertidumbre sistemática asociada con la elección de las IFMRs semiempíricas es comparable con los errores formales actuales más pequeños en las edades de las WD (aproximadamente $\pm$0.5 Gyr).
• El estudio destaca que la dependencia de la metalicidad de la IFMR es un factor crítico para los cúmulos globulares pobres en metales; ignorarla puede llevar a subestimaciones significativas de la edad.
• Los autores enfatizan que, si bien el análisis diferencial minimiza las inconsistencias derivadas de diferentes modelos de evolución estelar, la escala de edad absoluta sigue sujeta a la IFMR específica elegida.
• El artículo concluye que son necesarias comparaciones empíricas de alta precisión entre las edades de la punta de la secuencia principal y las de la secuencia de enfriamiento de las WD en cúmulos con diversas metalicidades (tales como NGC 6397 y 47 Tuc) para restringir empíricamente los sistemas de la IFMR dependientes de la metalicidad más allá de las predicciones teóricas.