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1107/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
2 2 –– EvoluciónEvolución EstelarEstelarImportancia para el estudio de las poblacionesoblaciones estelaresestelares
ObjetivoObjetivo: : EntenderEntender el el diagramadiagrama HH--R de R de laslas estrellasestrellas másmás 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)
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EvoluciónEvolución 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/cm3
5 M�
SnII ó NPEB
Evolución de estrellas de 5 a 8 masas solares
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EvoluciónEvolución de de estrellasestrellas masivasmasivas
PérdidaPérdida de de masamasa
•En la SP (vientos impulsados radiativamente)De 10- 7a 10- 5M �/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 solaresEvolución de estrellas de 20 a 80 masas solares
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EvoluciónEvolución de de estrellasestrellas de de bajabaja masamasa
Refrigeración del núcleo
Mn = 0.45 M �M 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
5507/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
EvoluciónEvolución de de unauna estrellaestrella de 1 Mde 1 M��: SP: SP
6607/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
EvoluciónEvolución de de unauna estrellaestrella de 1 Mde 1 M��: SGB: SGB
7707/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
EvoluciónEvolución de de unauna estrellaestrella de 1 Mde 1 M��: GB: GB
8807/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
EvoluciónEvolución de de unauna estrellaestrella de 1 Mde 1 M��: : HeBHeB
9907/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
AGBAGB
M = 0.6 M�
1. EAGB: AGB temprana(hasta reinicio de la combustión de H)2. TPAGB: AGB con pulsaciones térmicas(hasta eyección de la envoltura) • 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)
Evolución de una estrella de 2 masas solares
101007/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
Se Se explicaexplica el el diagramadiagrama HRHR
Evolución de 10,000 estrellas
111107/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
SimuladoresSimuladores de de evoluciónevolución 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))
121207/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
ZonasZonas del del diagramadiagrama colorcolor--magnitudmagnitud
Población estelarsimple:
Misma edad y distancia
Cúmulo globular M3
131307/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y 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
Grebel (2007)
141407/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
ZonasZonas de de inestabilidadinestabilidad del del diagramadiagrama HRHR
Grebel (2007)
RR Lyrae:
Pequeño radio, pulsación rápida.
Masas bajas: estrellasviejas evolucionadas(> 10 Ga)
Débiles
Cefeidas:
Radio grande, pulsación lenta.
Estrellas jóvenes (> 100 Ma)
Luminosas(detectables a grandesdistancias)
151507/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
EdadEdad de la de la poblaciónpoblación segúnsegún el el tipotipode de estrellasestrellas presentespresentes
Grebel(2007)
161607/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
EjemploEjemplo: : mapamapa de de edadesedades en LMCen LMC
The Magellanic Cloud Emision Line Survey
171707/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
EjemploEjemplo: : mapamapa de de edadesedades en LMCen LMC
181807/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
EjemploEjemplo: : mapamapa de de edadesedades en LMCen LMC
191907/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
OtrasOtras técnicastécnicas: : ajusteajuste de de isocronasisocronasG
rebel(2007)
La resolución en edad disminuye al aumentar la edad
Las isocronas no indicanprobabilidad de ocupación o densidad
Buen indicador de distanciay edad (cúmulos estelareso SSP)
Se necesita conocer la distancia y corregir de extinción
202007/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
OtrasOtras técnicastécnicas: : salidasalida de la SPde la SP
Método muy exacto pero se requieren observaciones profundaspara llegar al punto de giro
51.0)TP(37.0]Fe/H[13.0log 9 −+−≅ VMt
Grebel (2007)
Punto de giro
212107/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
OtrasOtras técnicastécnicas: : luminosidadluminosidad de la HBde la HB
EdadEdad de la de la poblaciónpoblación a a partirpartir de la de la diferenciadiferencia entreentre la la luminosidadluminosidad de la de la HB y el HB y el puntopunto de de girogiro de la SPde la SP
MétodoMétodo ∆∆VV: no depende de la : no depende de la distancia ni el enrojecimientodistancia ni el enrojecimiento
VVáálido para edades > 10 lido para edades > 10 GaGa
PequePequeñña dependencia con la a dependencia con la metalicidadmetalicidad
3loglog23.0loglog
log084.098.112.1146.1log �
+=∆−=∆
−=∆−∆−+≅
ZZYY
LLZYt � �� �δ
δ
222207/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
OtrasOtras técnicastécnicas: : métodométodo ∆∆(B(B--V)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 (pequeñadependencia de la metalicidad)
DIFERENCIAS DE EDADES RELATIVAS
232307/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
Tip de la Tip de la ramarama de de laslas gigantesgigantes
Indicador de distancias
Afectado por la posible existencia de estrellas AGB luminosas
242407/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
EvoluciónEvoluciónestelarestelar
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
252507/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
OpacidadesOpacidades
Los 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
RevisiónRevisión profundaprofunda de los de los modelosmodelos de de síntesissíntesis de de poblacionespoblaciones�� MenoresMenores luminosidadesluminosidades (10(10-- 22dexdex))�� MenoresMenores temperaturastemperaturas efectivasefectivas (10(10-- 22dexdex))�� AbundanciaAbundancia de de heliohelio YY �� aumentaaumenta a 0.30 a 0.30 –– 0.310.31�� LigeraLigera reduccireduccióónn en en overshootingovershooting�� CambiosCambios en en laslas trazastrazas haciahacia el el azulazul en la en la fasefase de de combusticombustióónn del He en el del He en el nnúúcleocleo�� EnsanchamientoEnsanchamiento de la de la secuenciasecuencia principal principal parapara estrellasestrellas masivasmasivas
262607/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
OvershootingOvershooting: : Las Las celulascelulas convectivasconvectivas se se muevenmuevenmásmás alláallá del del límitelímite RADRAD--CONV CONV MezclaMezcla del materialdel material
Combustible en las Contribución a laOvershooting
zonas convectivas luminosidad total
5.25.26.66.68.958.95MasaMasa mínimamínima parapara
combustióncombustión del Cdel C
(No AGB)(No AGB)
1.61.61.851.852.22.2MasaMasa máximamáxima parapara
el flash del Heel flash del He
((ramarama gigantesgigantes))
OvershootingOvershooting
altoaltoOvershootingOvershooting
moderadomoderadoSin Sin overshootingovershooting
MASAS LÍMITESMASAS LÍMITES
(M(M �� ))
Con overshooting la RGB y la AGB aparecen despuésen la evolución de una población estelar