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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)


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


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


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


EvoluciEvolucióónn de de unauna estrellaestrella de 1 Mde 1 M : SP: SP


EvoluciEvolucióónn de de unauna estrellaestrella de 1 Mde 1 M : SGB: SGB


EvoluciEvolucióónn de de unauna estrellaestrella de 1 Mde 1 M : GB: GB


EvoluciEvolucióónn de de unauna estrellaestrella de 1 Mde 1 M : : HeBHeB


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


Se Se explicaexplica el el diagramadiagrama HRHR

Evolución de 10,000 estrellas


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))

http://rainman.astro.uiuc.edu/ddr/stellar/tutor.html

http://leo.astronomy.cz/sclock/sclock.html


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


EdadEdad de la de la poblacipoblacióónn segsegúúnn el el tipotipode de estrellasestrellas presentespresentes


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


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


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


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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