1) Introducción 2) Modelando la evolución química Ingredientes básicos 3) Aproximación del reciclaje instantáneo

Transcripción

1 CUARTA CLASE CONTENIDO RECICLAJE Y EVOLUCION QUIMICA DE GALAXIAS 1) Introducción 2) Modelando la evolución química Ingredientes básicos 3) Aproximación del reciclaje instantáneo 1

2 (1) INTRODUCCION: RECICLAJE INHOMOGENEI_ DADES QUIMICAS 2

3 Estrellas de m > 9 M sintetizan Helio, Carbono, Oxígeno, Neón, Las estrellas de m < 9 M sintetizan Helio, Carbono y Nitrógeno 3

4 Z del Sol y sus planetas Rocosos Gaseosos Z entre planetas. Formación planetaria Enanos HGE (75 %) à H (71 %) Edad Universo = 13.7 Ga HeGE (25 %) à He (27 %) Edad Sol ~ 4.6 Ga ZGE (0 %) à Z (1.4 %) El Sol formó a t ~ 9.1 Ga 4

5 Vía Láctea. Gradiente químico Formación galáctica dentro-fuera Sol 8 kpc Z~ 3 Z 8 25 kpc Z~ 0.1 Z 8 5

6 IC1101. R ~60 R MW. M ~2000 M MW. Z~ 10 Z 8 Ultra débil R ~ R MW M ~ 10-8 M MW Z ~ Z 8 6

7 La composición química del Universo NO es uniforme Objetivos de la cosmoquímica: 1) Origen de los elementos químicos: Teoría de formación del Universo Otros. Evolución estelar 2) Causa de la diferencia en la composición química: Formación estelar y tipos de estrellas Formación galáctica Involucionar Inferir diferentes historias 7

8 Causas de las diferencias en la composición química Distribución espacial y temporal en el número de estrellas formadas Tipo de estrellas formadas Flujos de gas y estrellas? Formación galáctica? 8

9 (2) MODELOS DE EVOLUCION QUIMICA 9

10 Modelos de evolución química Ingredientes Ecuaciones generales Aproximación del Reciclaje Instantáneo (IRA) Tasa de nacimiento estelar Función de masa inicial Tasa de formación estelar Propiedades estelares Yields Tiempos de vida Remanentes Flujos de gas galácticos Acreción Outflows 10

11 Modelos de evolución química. Ingredientes Tasa de Nacimiento Estelar T NE (t,m) = ψ(t) φ(m) Número de formadas por unidad de tiempo y por unidad de masa Dependencia temporal en ψ(t), tasa de formación estelar Dependencia en masa en φ(m), función de masa inicial 11

12 Tasa de formación estelar, ψ(t), SFR(t) Masa de gas que se convierte en estrellas por unidad de tiempo ψ(t) = (Mgas M ) / tiempo = [M / Ga] Parametrizaciones más comunes: e -t/ T ρ n gas, 1 < n < 2 (Ley de Schmidt, 1959) σ n gas (Ley de Kennicutt) n=1.4 (ARAA 36, 189) (1998) Características extras: Brotes de formación (duración, intensidad, separación) ρ umbral (σ gas > 7-10 M pc 2 ) 12

13 Función de masa inicial φ(m), IMF(m) Distribución en masa de las estrellas formadas en un brote estelar de 1 M φ(m) m (1+x) Propiedades: Continua Extrapolada a m inf y m sup Normalizada M sup m Φ( m) dm = 1 M inf Poblada totalmente de manera artificial 13

14 Función de masa inicial Comentarios: Deducida de la función actual de masa de las de campo de la SV, de cúmulos galácticos y globulares, de Orión. Deducción depende de la SFR y tiempos de vida estelares Se desconoce si es universal en el espacio y el tiempo Trabajos que cambia en pendiente, minf y msup según Z, masa de galaxia, SFR Gran ignorancia minf REVIEW: Bastian et al. (2010, ARAA 48, 339) 14

15 Función de masa inicial IMF más conocidas (por masa) X = 1.35, m (Salpeter, 1955) Definida 0.4 < m(m ) < 10 M Extrapolar muy pesada a masas bajas Otras: x no cte para m. Ley de potencias para m>1 M Scalo (1986). x = 1.63, m/m > 1.0 Kroupa, Tout & Gilmore (1993). (x=-0.3, m/m < 0.5; x=1.2, 0.5 < m/m < 1.0; x=1.7, m/m > 1.0) Chabrier (2003). Función (m) para m<1 M 15

16 Función de masa inicial Objetos subestelares (enanas marrones, planetas sueltos) Luz de una galaxia Estrellas de baja masa e intermedia Elementos químicos abundantes y pesados Estrellas masivas 16

17 2.2 Propiedades estelares Provienen de modelos de evolución estelar, ajustados para reproducir observables estelares. Dependen de la masa inicial, la metalicidad inicial, proximidad de compañera cercana (interactuante) Los resultados dependen de las suposiciones: Tasa de reacción nuclear Convección Opacidades SN, PN Rotación Vientos 17

18 2.2.1 Tiempos de vida, τ(m) τ MS >> τ RGB > τ... τ(m) = τ MS Depende principalmente de m Z es importante para m < 1 M 18

19 2.2.2 Remanentes, mr(m) Cadáveres estelares Enanas blancas Estrellas de neutrones Estrellas de quarks Hoyos negros Dependen de: m inicial Z inicial (vientos en masivas) 19

20 20

21 2.2.3 Rendimientos químicos, yields estelares, p i (m) Fracción de masa inicial estelar (m) convertida al elemento i y eyectada al ISM Muchas definiciones en la literatura!!! Σ i p i (m) = 0 p He > 0 p Z > 0 * p H < 0 * Se necesita una malla en m y Z 21

22 Yields. Estrellas aisladas. LIMS Estrellas de masa intermedia y baja (LIMS, m < 6-8 M ) van den Hoek & Groenewegen (1997) Marigo (2001) Karakas & Lattanzio (2007) Karakas (2010) Eyectan durante: vientos y PN ~ (50-50%) Producen He, C y N (principalmente) N origen primario y secundario N alarma química Producción de elementos pesados F, Ne, Na, Mg, Al?? KL07, K10 22

23 Z=0.02 Yields. Estrellas aisladas. Z=0.008 LIMS Z=0.004 Z= Karakas (2010)

24 Yields. Estrellas aisladas. MS Eyectan durante: vientos y SN (II, Ib, Ic) Estrellas masivas (MS, m > 6-8 M, m<?) Woosley & Weaver (1995) Portinary, Chiossi & Bressan (1998) Maeder, Meynet, Hirschi (2000, 02,05,07) Chieffi & Limongi (2004) Kobayashi et al. (2006) SN, HN Z=0-Z solar X inicial cte X inicial No vientos Buen SN Yields cte con Z inicial Vientos + SN Z = 2 Z Vientos + Rotación Z Z Yields (Z inicial ) SN + Vientos Producen la gran mayoría de los elementos Z Z 24

25 Yields. MS rotando 25 Meynet & Maeder (2002)

26 Yields. Estrellas aisladas. MS p i 10 < m < 20 rotación mas importante que vientos m > 30 viento mas importante que rotación 26 Hirschi, Meynet & Maeder (2005)

27 Yields. Estrellas aisladas. MS mp i (m) 1000 m Importancia de la IMF 27

28 Yields. Estrellas binarias. SNIa Los sistemas binarios cercanos producen Hierro, Silicio, Azufre Mbinaria 2 16 M. Primaria y secundaria LIMS Acreción < M /año Frente de combustión de C de dentro hacia fuera Explosión de una enana blanca degenerada cuando excede límite de Chandrasekhar (M ch ~ 1.4 M ) No remanente 28

29 Yields. SNIa Alarma química Tiempo de explosión: 10 7 años (SFR) tiempo de Hubble Modelos hechos para ajustar el espectro y la curva de luz C~O=0.05, Si=0.15, S=0.09, Ar=0.01, Ca=0.01, Fe=0.76, Mtot=1.2 M (Thielemann et al. 2003, Nomoto et al. 2003) C Ne O O Si S Si Ca Ni Detonación (supersonica), deflagración (subsonica) Otros factores: (vientos, dependencia con Z) Kobayashi et al. (2008) 29

30 Yields. SNIa vs SNII 30

31 Yields. SNIa vs SNII M ej,new ( M ) 31

32 2.3- Flujos galácticos de gas NO ESTRELLAS Acreción, A(t) Tasa de masa gaseosa caída al sistema, [M / Ga] Formación de galaxias Fusión de galaxias Nubes de alta velocidad Obs Tipos Forma Metalicidad Monolíticos: contínuos Jerárquicos: fusión Primordiales: formación primaria Enriquecidos: fusión 32

33 33

34 Vientos galácticos, W(t) Tasa de masa gaseosa perdida por el sistema, [M /Ga] Componentes galácticas (halo, bulbo) Galaxias sin gas (E, de, dsph) Bajo Z en Irr Z en medio intergaláctico Burbujas, Gas coronal, Nubes de alta velocidad Obs Tipos Forma Metalicidad Parcial: efecto de marea, desnudamiento galáctico Total: Elípticas Bien mezclados Enriquecidos (Asociación OB) 34

35 Vientos galácticos (Bien mezclados) Sucede cuando Egravitacional = Etérmica del gas Etérmica( t) Egravitacional = A G Mgas Mtotal Mtotal = M bariónica + M no-bariónica R = Radio de la galaxia A = Depende de la geometría de la galaxia = t R Εε ( t( t-t T) RSN R ( ( T ) dt ) dt = vientos masivas + novas ε (t) evolución de la energía térmica en el interior (diluido y caliente) del remanente (gas eyectado, NO cuerpo compacto) de SN RSN = RSNIa + RSNIb,c + RSNII 35

36 M bariónica y M no bariónica Evolución química considera sólo M bariónica Acreción debido a Potencial Gravitacional Viento debido a que la E térmica del ISM E gravitacional Materia bariónica Materia no bariónica 36

37 Desnudamiento Efecto Marea E de SNs Vientos W(t), X iw (t) Medio Interestelar M gas (t), X i (t) Acreción A(t), X ia (t) Formación Fusión Tasa de formación estelar ψ(t) Formación estelar Función de masa inicial φ(m) m inf m sup Aisladas Binarias interactuantes Muy baja m inf 0.8 Intermedia y baja PN He, C, N Enana blanca Masivas 8 m sup Vientos SNII, Ib,c C, O Fe,U SNIb,c Pulsar Quarks BH MS LIMS LIMS SNIa Fe no 37

38 (3) APROXIMACION DEL RECICLAJE INSTANTANEO 38

39 Ecuaciones Generales Suposiciones básicas: Definida para una sola zona Cada eyecta su envolvente en un sólo episodio, al final de la SP Mezclado instantáneo del material eyectado por las M tot (t) = M bar (t) + M no-bar (t) M bar (t) = M gas (t) + M (t) M gas = M gas + M polvo M = M vivas + M cadáveres 39

40 Ecuaciones Generales NO acreción de estrellas No pérdida de estrellas M bar (t) = A(t) W(t) M gas (t) = - ψ(t) + E(t) + A(t) W(t) E(t) = tasa de material estelar eyectado por las muriendo Sin migración M (t) = ψ(t) E(t) M (t) ψ(t) estelar 40

41 Ecuaciones Generales Todas las X i son por masa. Xi abundancia de átomos o isótopos X i (t) M gas (t) masa del ISM en forma del elemento i X i (t) abundancia del ISM X ia (t) abundancia del material acretado X iw (t) abundancia del material aventado [X i (t)m gas (t)] = - X i (t) ψ(t) + E i (t) + X A i (t) A(t) X W i (t) W(t) NP = no procesado E i (t) = E i NP (t) + E ip (t) P = SI procesado Enriquece el gas 41

42 Aproximación de Reciclaje Instantáneo (IRA) Término confuso nacen y mueren instantáneamente τ(m) < < 1 ψ(t - τ m ) ~ ψ(t) E(t) ~ R ψ(t) E ip (t) ~ Y i (1 - R) ψ(t) R = cte = material que retorna al ISM por una población estelar completa Y i = cte = yield NETO del elemento i Puede depender de Z inicial estelar Idea del comportamiento general Buena aproximación para elementos producidos únicamente por MS, ej. O Mala aproximación para elementos producidos por LIMS y SNIa, ej. C, Fe Mala aproximación si pi depende fuertemente de Z o del tiempo 42

43 IRA. Aplicaciones Caja cerrada. A = W = 0 X i (t) = X i (0) Y i ln µ (t) Semi IRA: Naab & Ostriker (2006) Franco & Carigi (2008) µ (t) = M gas (t) / M bar (consumo de gas) Z(t) = - Y Z ln µ (t) Abierto con acreción. A=a(1-R)ψ, Z A =0 Z(t) = Y Z /a {1- [a (a-1)µ -1 (t)]} -a/(1-a) µ(t)=m gas (t)/m bar (t) Abierto con viento bien mezclado. W=w(1-R)ψ Z(t) = Y Z /(1+w) ln [(1+w)µ -1 (t) - w] Tasa de SNII m su p RSNII ( t ) = Ф(m) ψ(t) dm m inf SNII 43

44 Comparación resultados con IRA y con no-ira Prantzos (arxiv: ) 44