2 – Evolución Estelar Importancia para el estudio de las poblaciones estelares Objetivo: Entender el diagrama H-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) SP HeN RG-SG EB 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) 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 1 Evolución de estrellas de masa intermedia EB SnII ó NP procesos s 3º dragado (C) Tc = 2x108 K; ρ = 106 gr/cm3 5 M 2º dragado (He,N) Tc = 108 K; ρ = 104 gr/cm3 1º dragado (N) Evolución de estrellas de 5 a 8 masas solares 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 2 Evolución de estrellas masivas Pérdida de masa •En la SP (vientos impulsados radiativamente) - 7a 10 - 5M /año De 10 •Diferentes ritmos evolutivos y posición en HR Si 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 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 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 3 Evolución de estrellas de baja masa Núcleo degenerado de He Rama gigantes extendida Flash del He Mn = 0.45 M 3 mag Refrigeración del núcleo M baja Rama horizontal (HB) Extensión hacia el azul de la HB Rama asintótica de las gigantes (AGB) Evolución de una estrella de 1 masa solar 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 4 Evolución de una estrella de 1 M: SP 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 5 Evolución de una estrella de 1 M: SGB 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 6 Evolución de una estrella de 1 M: GB 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 7 Evolución de una estrella de 1 M: HeB 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 8 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: 107 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 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 9 Se explica el diagrama HR Evolución de 10,000 estrellas 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 10 Simuladores de evolución estelar http://rainman.astro.uiuc.edu/ddr/stellar/tutor.html STARCLOCK (http://leo.astronomy.cz/sclock/sclock.html) 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 11 Zonas del diagrama color-magnitud Población estelar simple: Misma edad y distancia Cúmulo globular M3 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 12 Zonas de inestabilidad del diagrama HR Si la población estelar tiene RR Lyrae’s Población vieja Si la población estelar tiene cefeidas Edad intermedia 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias Grebel13(2007) 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) 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias Grebel14(2007) Edad de la población según el tipo de estrellas presentes Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 15 Grebel (2007) 07/11/2007 Ejemplo: mapa de edades en LMC The Magellanic Cloud Emision Line Survey 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 16 Ejemplo: mapa de edades en LMC 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 17 Ejemplo: mapa de edades en LMC 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 18 Otras técnicas: ajuste de isocronas La resolución en edad disminuye al aumentar la edad Las isocronas no indican probabilidad de ocupación o densidad Se necesita conocer la distancia y corregir de 07/11/2007 extinción Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 19 Grebel (2007) Buen indicador de distancia y edad (cúmulos estelares o SSP) Otras técnicas: salida de la SP Método muy exacto pero se requieren observaciones profundas para llegar al punto de giro log t9 ≅ −0.13[ Fe/H ] + 0.37 M V (TP ) − 0.51 Punto de giro Grebel (2007) 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 20 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 dependencia con la metalicidad log t ≅ 1.146 + 1.12δ − 1.98∆Y − 0.084∆ log Z δ = log L − log L ∆Y = Y − 0.23 ∆ log Z = log Z + 3 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 21 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 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 22 Tip de la rama de las gigantes Indicador de distancias Afectado por la posible existencia de estrellas AGB luminosas 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 23 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 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 24 Opacidades Los Alamos (1977) Livermore (1991) (Iglesias y Rogers 1991,1992) Cambios importantes Ej. Para Z = Z y log Tef= 5.5, las opacidades aumentan en un factor 2-3 Revisión profunda de los modelos de síntesis de poblaciones - 2dex) Menores luminosidades (10 - 2dex) Menores temperaturas efectivas (10 Abundancia de helio Y aumenta a 0.30 – 0.31 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 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 25 Overshooting: Las celulas convectivas se mueven más allá del límite RAD-CONV Mezcla del material Combustible en las zonas convectivas Overshooting Contribución a la luminosidad total MASAS LÍMITES (M ) Sin overshooting Overshooting moderado Overshooting alto Masa máxima para el flash del He (rama gigantes) 2.2 1.85 1.6 Masa mínima para combustión del C (No AGB) 8.95 6.6 5.2 Con overshooting la RGB y la AGB aparecen después en la evolución de una población estelar 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 26