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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)


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


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


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


EvoluciónEvolución de de unauna estrellaestrella de 1 Mde 1 M��: SP: SP


EvoluciónEvolución de de unauna estrellaestrella de 1 Mde 1 M��: SGB: SGB


EvoluciónEvolución de de unauna estrellaestrella de 1 Mde 1 M��: GB: GB


EvoluciónEvolución de de unauna estrellaestrella de 1 Mde 1 M��: : HeBHeB


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


Se Se explicaexplica el el diagramadiagrama HRHR

Evolución de 10,000 estrellas


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))


ZonasZonas del del diagramadiagrama colorcolor--magnitudmagnitud

Población estelarsimple:

Misma edad y distancia

Cúmulo globular M3


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)


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)


EdadEdad de la de la poblaciónpoblación segúnsegún el el tipotipode de estrellasestrellas presentespresentes

Grebel(2007)


EjemploEjemplo: : mapamapa de de edadesedades en LMCen LMC

The Magellanic Cloud Emision Line Survey


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


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


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


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


Tip de la Tip de la ramarama de de laslas gigantesgigantes

Indicador de distancias

Afectado por la posible existencia de estrellas AGB luminosas


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


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


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

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