2 Evolución Estelar. Importancia para el estudio de las poblaciones. estelares

Transcripción

1 2 Evolución Estelar Importancia para el estudio de las poblaciones estelares Objetivo: Entender el diagrama H-R 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) HeN SP EB RG-SG 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) 1

2 Evolución de estrellas de masa intermedia EB SnII ó NP 5 M procesos s 3º dragado (C) T c = 2x10 8 K; ρ = 10 6 gr/cm 3 2º dragado (He,N) T c = 10 8 K; ρ = 10 4 gr/cm 3 1º dragado (N) Evolución de estrellas de 5 a 8 masas solares 2

3 Evolución de estrellas masivas Pérdida de masa En la SP (vientos impulsados radiativamente) De 10-7 a 10-5 M /año Diferentes ritmos evolutivos y posición en HR Si aumenta la pérdida de masa, las estrellas evolucionan hacia el azul Estrellas Wolf-Rayet (M = 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 3

4 Evolución de estrellas de baja masa Núcleo degenerado de He Rama gigantes extendida Flash del He M n = 0.45 M 3 mag M baja Refrigeración del núcleo Rama horizontal (HB) Extensión hacia el azul de la HB Rama asintótica de las gigantes (AGB) Evolución de una estrella de 1 masa solar 4

5 Evolución de una estrella de 1 M : SP 5

6 Evolución de una estrella de 1 M : SGB 6

7 Evolución de una estrella de 1 M : GB 7

8 Evolución de una estrella de 1 M : HeB 8

9 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: 10 7 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 9

10 Se explica el diagrama HR Evolución de 10,000 estrellas 10

11 Simuladores de evolución estelar STARCLOCK ( 11

12 Zonas del diagrama color-magnitud Población estelar simple: Misma edad y distancia Cúmulo globular M3 12

13 Zonas de inestabilidad del diagrama HR Si la población estelar tiene RR Lyrae s Población vieja Si la población estelar tiene cefeidas Edad intermedia Grebel (2007) 13

14 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) Grebel (2007) 14

15 Edad de la población según el tipo de estrellas presentes 15 Grebel (2007)

16 Ejemplo: mapa de edades en LMC The Magellanic Cloud Emision Line Survey 16

17 Ejemplo: mapa de edades en LMC 17

18 Ejemplo: mapa de edades en LMC 18

19 Otras técnicas: ajuste de isocronas La resolución en edad disminuye al aumentar la edad Las isocronas no indican probabilidad de ocupación o densidad Buen indicador de distancia y edad (cúmulos estelares o SSP) Se necesita conocer la distancia y corregir de extinción 19 Grebel (2007)

20 Otras técnicas: salida de la SP Método muy exacto pero se requieren observaciones profundas para llegar al punto de giro logt [Fe/H] M V (TP) 0.51 Punto de giro Grebel (2007) 20

21 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 a dependencia con la metalicidad logt δ 1.98 Y = log L δ log L Y = Y log Z 0.23 = log Z log Z 21

22 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 22

23 Tip de la rama de las gigantes Indicador de distancias Afectado por la posible existencia de estrellas AGB luminosas 23

24 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 24

25 Opacidades Los Alamos (1977) Livermore (1991) Cambios importantes Ej.. Para Z = Z (Iglesias y Rogers 1991,1992) y log T ef = 5.5, las opacidades aumentan en un factor 2-32 Revisión profunda de los modelos de síntesis de poblaciones Menores luminosidades (10-2 dex) Menores temperaturas efectivas (10-2 dex) Abundancia de helio Y aumenta a 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 25

26 Overshooting: Las Las celulas convectivas se mueven más allá del límite RAD-CONV Mezcla del material Overshooting Combustible en las zonas convectivas Contribución a la luminosidad total MASAS LÍMITES (M ) Sin overshooting Overshooting moderado Overshooting alto Masa máxima para el flash del He (rama gigantes) Masa mínima para combustión del C (No AGB) Con overshooting la RGB y la AGB aparecen después en la evolución de una población estelar 26