2 – Evolución Estelar

2 – Evolución Estelar
Importancia para el estudio de las poblaciones estelares
Objetivo: Entender el diagrama H-R de las estrellas más cercanas/brillantes:
• Secuencia principal (SP)
• Enanas blancas (EB)
• Zona de combustión del He en el
núcleo (HeN)
• Gigantes y supergigantes (GR-SG)
SP
HeN
RG-SG
EB
M < 2 M (núcleo deg He; núcleo deg C,O)
2 M< M < 8 M (nucleo NO deg He; núcleo
deg C,O)
M > 8 M (nucleo NO deg He; núcleo NO deg
C,O)
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Evolución de estrellas de masa intermedia
EB
SnII ó NP
procesos s
3º dragado (C)
Tc = 2x108 K; ρ = 106 gr/cm3
5 M
2º dragado (He,N)
Tc = 108 K; ρ = 104 gr/cm3
1º dragado (N)
Evolución de estrellas de 5 a
8 masas solares
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Evolución de estrellas masivas
Pérdida de masa
•En la SP (vientos impulsados radiativamente)
- 7a 10
- 5M /año
De 10
•Diferentes ritmos evolutivos y posición en HR
Si aumenta la pérdida de masa, las estrellas
evolucionan hacia el azul
•Estrellas Wolf-Rayet (M = 40 – 50 M)
El material procesado aparece en la
superficie:
• Wolf-Rayet N: capas comb. H (He,N)
• Wolf-Rayet C: capas comb. He (C,O,Ne)
Evolución muy rápida
Modelos hacia el azul de la SP, observaciones hacia el rojo
Los sistemas binarios no son necesarios
Evolución de estrellas de 20 a 80
masas solares
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Evolución de estrellas de baja masa
Núcleo degenerado de He
Rama gigantes extendida
Flash del He
Mn = 0.45 M
3 mag
Refrigeración del núcleo
M baja
Rama horizontal (HB)
Extensión hacia el azul de la HB
Rama asintótica de las gigantes (AGB)
Evolución de una estrella de 1 masa solar
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Evolución de una estrella de 1 M: SP
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Evolución de una estrella de 1 M: SGB
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Evolución de una estrella de 1 M: GB
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Evolución de una estrella de 1 M: HeB
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AGB
1. EAGB: AGB temprana
(hasta reinicio de la combustión de H)
2. TPAGB: AGB con pulsaciones térmicas
(hasta eyección de la envoltura)
M = 0.6 M
• Duración de la EAGB: 107 años
• Procesos s
• Estrellas de carbono (AGB de baja
luminosidad, 3º dragado)
• Pulsaciones:
Capa de combustión del He
Capa de combustión del H
• Expulsión de las capas por la
producción de flashes
• En cúmulos globulares (0.8 M ):
L(AGB) < L(RGT)
Evolución de una estrella de 2 masas
solares
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Se explica el diagrama HR
Evolución de 10,000 estrellas
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Simuladores de evolución estelar
http://rainman.astro.uiuc.edu/ddr/stellar/tutor.html
STARCLOCK (http://leo.astronomy.cz/sclock/sclock.html)
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Zonas del diagrama color-magnitud
Población estelar
simple:
Misma edad y distancia
Cúmulo globular M3
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Zonas de inestabilidad del diagrama HR
Si la población estelar tiene RR Lyrae’s
Población vieja
Si la población estelar tiene cefeidas
Edad intermedia
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Grebel13(2007)
Zonas de inestabilidad del diagrama HR
RR Lyrae:
Pequeño radio,
pulsación rápida.
Masas bajas: estrellas
viejas evolucionadas
(> 10 Ga)
Débiles
Cefeidas:
Radio grande,
pulsación lenta.
Estrellas jóvenes (>
100 Ma)
Luminosas
(detectables a grandes
distancias)
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Grebel14(2007)
Edad de la población según el tipo
de estrellas presentes
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Grebel (2007)
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Ejemplo: mapa de edades en LMC
The Magellanic Cloud Emision Line Survey
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Ejemplo: mapa de edades en LMC
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Ejemplo: mapa de edades en LMC
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Otras técnicas: ajuste de isocronas
La resolución en edad disminuye al
aumentar la edad
Las isocronas no indican
probabilidad de ocupación o
densidad
Se necesita conocer la
distancia y corregir de
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extinción
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Grebel (2007)
Buen indicador de distancia
y edad (cúmulos estelares
o SSP)
Otras técnicas: salida de la SP
Método muy exacto pero se
requieren observaciones profundas
para llegar al punto de giro
log t9 ≅ −0.13[ Fe/H ] + 0.37 M V (TP ) − 0.51
Punto de giro
Grebel (2007)
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Otras técnicas: luminosidad de la HB
Edad de la población a partir de la
diferencia entre la luminosidad de la
HB y el punto de giro de la SP
Método ∆V: no depende de la
distancia ni el enrojecimiento
Válido para edades > 10 Ga
Pequeña dependencia con la
metalicidad
log t ≅ 1.146 + 1.12δ − 1.98∆Y − 0.084∆ log Z
δ = log L − log L
∆Y = Y − 0.23
∆ log Z = log Z + 3
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Otras técnicas: método ∆(B-V)
Diferencia de color entre el
punto de giro de la SP y base
de la rama de las gigantes
Independiente de distancia y
enrojecimiento (pequeña
dependencia de la metalicidad)
DIFERENCIAS DE EDADES
RELATIVAS
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Tip de la rama de las gigantes
Indicador de distancias
Afectado por la posible existencia de estrellas AGB luminosas
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Evolución
estelar
Poblaciones estelares
en galaxias
Teorema del consumo de combustible: (Renzini & Buzzoni 1986)
La contribución de estrellas en cualquier fase post-secuencia principal a la
luminosidad total es proporcional a la cantidad de combustible nuclear
consumido en el estado evolutivo considerado
Propiedades estelares internas (ritmo de reacciones nucleares,
opacidad, convección, pérdida de masa, etc)
Consumo de combustible
Propiedades de las poblaciones estelares en galaxias
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Opacidades
Los Alamos (1977)
Livermore (1991)
(Iglesias y Rogers 1991,1992)
Cambios importantes
Ej. Para Z = Z y log Tef= 5.5, las opacidades aumentan en un factor 2-3
Revisión profunda de los modelos de síntesis de poblaciones
- 2dex)
Menores luminosidades (10
- 2dex)
Menores temperaturas efectivas (10
Abundancia de helio Y aumenta a 0.30 – 0.31
Ligera reducción en overshooting
Cambios en las trazas hacia el azul en la fase de combustión del He en el
núcleo
Ensanchamiento de la secuencia principal para estrellas masivas
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Overshooting: Las celulas convectivas se mueven
más allá del límite RAD-CONV
Mezcla del material
Combustible en las
zonas convectivas
Overshooting
Contribución a la
luminosidad total
MASAS LÍMITES
(M )
Sin overshooting
Overshooting
moderado
Overshooting
alto
Masa máxima para
el flash del He
(rama gigantes)
2.2
1.85
1.6
Masa mínima para
combustión del C
(No AGB)
8.95
6.6
5.2
Con overshooting la RGB y la AGB aparecen después
en la evolución de una población estelar
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