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1113/04/200513/04/2005 Poblaciones Estelares en GalaxiasPoblaciones Estelares en Galaxias
2 2 –– EvoluciEvolucióónn EstelarEstelarImportancia para el estudio de las poblacionesoblaciones estelaresestelares
ObjetivoObjetivo: : EntenderEntender el el diagramadiagrama HH--R de R de laslas estrellasestrellas mmááss cercanas/brillantescercanas/brillantes::
• Secuencia principal (SP)• Enanas blancas (EB)• Zona de combustión del He en el
núcleo (HeN)• Gigantes y supergigantes (GR-SG)
HeNSP EB
RG-SG
M < 2 M (núcleo deg He; núcleo deg C,O)
2 M < M < 8 M (nucleo NO deg He; núcleodeg C,O)
M > 8 M (nucleo NO deg He; núcleo NO deg C,O)
2213/04/200513/04/2005 Poblaciones Estelares en GalaxiasPoblaciones Estelares en Galaxias
EvoluciEvolucióónn de de estrellasestrellas de de masamasa intermediaintermedia
3º dragado (C)procesos s
1º dragado (N)
2º dragado (He,N)
Tc = 108 K; ρ = 104 gr/cm3
Tc = 2x108 K; ρ = 106 gr/cm35 M
SnII ó NPEB
Evolución de estrellas de 5 a 8 masas solares
3313/04/200513/04/2005 Poblaciones Estelares en GalaxiasPoblaciones Estelares en Galaxias
EvoluciEvolucióónn de de estrellasestrellas masivasmasivasPPéérdidardida de de masamasa
•En la SP (vientos impulsados radiativamente)De 10-7 a 10-5 M /año
•Diferentes ritmos evolutivos y posición en HRSi 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 rápidaModelos hacia el azul de la SP, observacio-
nes hacia el rojoLos sistemas binarios no son necesarios
Evolución de estrellas de 20 a 80 masas solares
4413/04/200513/04/2005 Poblaciones Estelares en GalaxiasPoblaciones Estelares en Galaxias
EvoluciEvolucióónn de de estrellasestrellas de de bajabaja masamasa
Mn = 0.45 M
Refrigeración del núcleoM baja
3 mag
Núcleo degenerado de He
Rama gigantes extendida
Flash del He
Rama horizontal (HB)
Extensión hacia el azul de la HB
Rama asintótica de las gigantes (AGB)
Evolución de una estrella de 1 masa solar
5513/04/200513/04/2005 Poblaciones Estelares en GalaxiasPoblaciones Estelares en Galaxias
EvoluciEvolucióónn de de unauna estrellaestrella de 1 Mde 1 M : SP: SP
6613/04/200513/04/2005 Poblaciones Estelares en GalaxiasPoblaciones Estelares en Galaxias
EvoluciEvolucióónn de de unauna estrellaestrella de 1 Mde 1 M : SGB: SGB
7713/04/200513/04/2005 Poblaciones Estelares en GalaxiasPoblaciones Estelares en Galaxias
EvoluciEvolucióónn de de unauna estrellaestrella de 1 Mde 1 M : GB: GB
8813/04/200513/04/2005 Poblaciones Estelares en GalaxiasPoblaciones Estelares en Galaxias
EvoluciEvolucióónn de de unauna estrellaestrella de 1 Mde 1 M : : HeBHeB
9913/04/200513/04/2005 Poblaciones Estelares en GalaxiasPoblaciones Estelares en Galaxias
AGBAGB
M = 0.6 M
• Duración de la EAGB: 107 años
• Procesos s
• Estrellas de carbono (AGB de bajaluminosidad, 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)
1. EAGB: AGB temprana(hasta reinicio de la combustión de H)2. TPAGB: AGB con pulsaciones térmicas(hasta eyección de la envoltura)
Evolución de una estrella de 2 masas solares
101013/04/200513/04/2005 Poblaciones Estelares en GalaxiasPoblaciones Estelares en Galaxias
Se Se explicaexplica el el diagramadiagrama HRHR
Evolución de 10,000 estrellas
111113/04/200513/04/2005 Poblaciones Estelares en GalaxiasPoblaciones Estelares en Galaxias
SimuladoresSimuladores de de evolucievolucióónn estelarestelar
http://rainman.astro.uiuc.edu/ddr/stellar/tutor.htmlhttp://rainman.astro.uiuc.edu/ddr/stellar/tutor.html
STARCLOCKSTARCLOCK ((httphttp://://leo.astronomy.czleo.astronomy.cz//sclocksclock//sclock.htmlsclock.html))
121213/04/200513/04/2005 Poblaciones Estelares en GalaxiasPoblaciones Estelares en Galaxias
ZonasZonas de de inestabilidadinestabilidad del del diagramadiagrama HRHR
Si la población estelar tiene RR Lyrae’s
Población vieja
Si la población estelar tiene cefeidas
Edad intermedia
131313/04/200513/04/2005 Poblaciones Estelares en GalaxiasPoblaciones Estelares en Galaxias
EdadEdad de la de la poblacipoblacióónn segsegúúnn el el tipotipode de estrellasestrellas presentespresentes
141413/04/200513/04/2005 Poblaciones Estelares en GalaxiasPoblaciones Estelares en Galaxias
OtrasOtras ttéécnicascnicasEdadEdad de la de la poblacipoblacióónn a a partirpartir de la de la diferenciadiferencia entreentrela la luminosidadluminosidad de la HB y el de la HB y el puntopunto de de girogiro de la SPde la SP
EdadEdad de la de la poblacipoblacióónn a a partirpartir del del puntopunto de de girogiro de la de la SPSP
EdadEdad a a partirpartir de la de la luminosidadluminosidad de la base de la de la base de la ramarama de de laslas gigantesgigantes
Metalicidad a Metalicidad a partidepartide de la de la relacirelacióónn periodoperiodo--luminosidadluminosidad parapara RR RR LyraesLyraes
3loglog23.0
logloglog084.098.112.1146.1log 9
+=∆−=∆
−=∆−∆−+≅
ZZYY
LLZYt
TPHBδδ
51.0)TP(37.0]Fe/H[13.0log 9 −+−≅ VMt
]Fe/H[116.0log ∆−≅∆ P
151513/04/200513/04/2005 Poblaciones Estelares en GalaxiasPoblaciones Estelares en Galaxias
EvoluciEvolucióónnestelarestelar
PoblacionesPoblaciones estelaresestelaresen en galaxiasgalaxias
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
161613/04/200513/04/2005 Poblaciones Estelares en GalaxiasPoblaciones Estelares en Galaxias
OpacidadesOpacidadesLos Alamos (1977) Los Alamos (1977) Livermore (1991)Livermore (1991)
((IglesiasIglesias y Rogers 1991,1992)y Rogers 1991,1992)
CambiosCambios importantesimportantesEjEj. Para . Para Z = ZZ = Z y log y log TTefef= 5.5, = 5.5, laslas opacidadesopacidades aumentanaumentan en un factor 2en un factor 2--33
RevisiRevisióónn profundaprofunda de de loslos modelosmodelos de de ssííntesisntesis de de poblacionespoblacionesMenoresMenores luminosidadesluminosidades (10(10--22 dexdex))MenoresMenores temperaturastemperaturas efectivasefectivas (10(10--22 dexdex))AbundanciaAbundancia de de heliohelio YY aumentaaumenta a 0.30 a 0.30 –– 0.310.31LigeraLigera reduccireduccióónn en en overshootingovershootingCambiosCambios en en laslas trazastrazas haciahacia el el azulazul en la en la fasefase de de combusticombustióónn del He en el del He en el nnúúcleocleoEnsanchamientoEnsanchamiento de la de la secuenciasecuencia principal principal parapara estrellasestrellas masivasmasivas
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OvershootingOvershooting: : Las Las celulascelulas convectivasconvectivas se se muevenmuevenmmááss allalláá del del llíímitemite RADRAD--CONV CONV MezclaMezcla del materialdel material
Combustible en las Contribución a laOvershooting
zonas convectivas luminosidad total
MASAS LMASAS LÍÍMITESMITES(M(M ))
Sin Sin overshootingovershootingOvershootingOvershooting
moderadomoderadoOvershootingOvershooting
altoalto
MasaMasa mmááximaxima paraparael flash del Heel flash del He
((ramarama gigantesgigantes))2.22.2 1.851.85 1.61.6
MasaMasa mmíínimanima paraparacombusticombustióónn del Cdel C
(No AGB)(No AGB)8.958.95 6.66.6 5.25.2
Con overshooting la RGB y la AGB aparecen despuésen la evolución de una población estelar
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