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Astronomía ExtragalácticaCap. 2: Poblaciones estelares
Profesor: Sergio A. Cellone
Facultad de Ciencias Astronómicas yGeofísicas
Universidad Nacional de La Plata,Argentina
curso 2015
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Cap. 2: Poblaciones estelares
1 Aspectos observacionales y definiciones
2 Sinopsis de evolución estelar
3 Poblaciones estelares simples
4 Poblaciones estelares compuestas
5 Poblaciones estelares no resueltas
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Cap. 2: Poblaciones estelares
1 Aspectos observacionales y definiciones
2 Sinopsis de evolución estelar
3 Poblaciones estelares simples
4 Poblaciones estelares compuestas
5 Poblaciones estelares no resueltas
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Espectros ópticosEstrellas de la MS
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Espectros ópticosGalaxias de disco
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Espectros ópticosEmisión del cielo nocturno
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Transmisión atmosférica y bandas fotométricas
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Reacciones nucleares
Fusión de H: 4 protones → 1 4He∆m ≈ 0.7 %; E = mc2 ⇒ ∆E = 26.731 MeV= 2.84× 10−12 J
• La conversión de H→He es muy eficiente (en lo querespecta a evolución estelar).
• La energía involucrada es un factor 10 mayor que laproducida en cualquier otra reacción nuclear en estrellas.
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Reacciones nuclearesCoeficiente de generación de energía
εpp ∝ T ν (〈ν〉 ' 4)
εCNO ∝ T 18
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Cap. 2: Poblaciones estelares
1 Aspectos observacionales y definiciones
2 Sinopsis de evolución estelar
3 Poblaciones estelares simples
4 Poblaciones estelares compuestas
5 Poblaciones estelares no resueltas
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Etapas pre-MS
Protoestrellas y estrellas pre-MSEtapas muy cortas.No contribuyen apreciablemente a la luminosidad de unagalaxia.
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Secuencia principal (MS)
La MS está definida por la fusión de H en el núcleo de laestrella.
• Fase más larga ⇒ mayoría de las estrellas de unagalaxia en la MS.
• Las propiedades estructurales de una estrella durante laMS determinan sus propiedades evolutivas en etapasposteriores.
• Análisis de la fase de fusión central de H (conteo deestrellas en la MS) ⇒ función inicial de masas (IMF).
• El “reloj” astrofísico más importante: TOrelacionado con fin etapa de fusión central de H
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Secuencia principal (MS)
La MS está definida por la fusión de H en el núcleo de laestrella.
• Fase más larga ⇒ mayoría de las estrellas de unagalaxia en la MS.
• Las propiedades estructurales de una estrella durante laMS determinan sus propiedades evolutivas en etapasposteriores.
• Análisis de la fase de fusión central de H (conteo deestrellas en la MS) ⇒ función inicial de masas (IMF).
• El “reloj” astrofísico más importante: TOrelacionado con fin etapa de fusión central de H
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Secuencia principal (MS)
La MS está definida por la fusión de H en el núcleo de laestrella.
• Fase más larga ⇒ mayoría de las estrellas de unagalaxia en la MS.
• Las propiedades estructurales de una estrella durante laMS determinan sus propiedades evolutivas en etapasposteriores.
• Análisis de la fase de fusión central de H (conteo deestrellas en la MS) ⇒ función inicial de masas (IMF).
• El “reloj” astrofísico más importante: TOrelacionado con fin etapa de fusión central de H
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Secuencia principal (MS)
La MS está definida por la fusión de H en el núcleo de laestrella.
• Fase más larga ⇒ mayoría de las estrellas de unagalaxia en la MS.
• Las propiedades estructurales de una estrella durante laMS determinan sus propiedades evolutivas en etapasposteriores.
• Análisis de la fase de fusión central de H (conteo deestrellas en la MS) ⇒ función inicial de masas (IMF).
• El “reloj” astrofísico más importante: TOrelacionado con fin etapa de fusión central de H
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Comparación MS - etapas posteriores
-1
0
1
2
3
4
5
6
0.00.51.01.52.0
0
1
2
3
4
log
(LZ
AM
S/L
o)
log
(tM
S,
RG
B/G
yr)
log(Μ*/Μo)
K3G2F3A2B7B4O5
LZAMS
tMS
tRGB
0
1
2
3
4
0.00.51.01.52.0lo
g(E
/Lo G
yr)
log(Μ*/Μo)
K3G2F3A2B7B4O5
EMS
EPMS
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Evolución en la MSLMS - UMS
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Dependencia con la composición química
Contenido de Hecon mayor abundancia de He:• opacidad radiativa ↓• peso molecular medio ↑ → LH ↑ (porque LH ∝ µ7)
∴ el tiempo de vida evolutivo de la estrella disminuye.
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Dependencia con la composición química
Metalicidadafecta mucho más a la opacidad que a la generación deenergía nuclear.Mayor abundancia de elementos-α (O, Ne, Mg, Si, S, Ca, Ti,etc.) ⇒
• mayor eficiencia del CNO (porque hay más O)• mayor opacidad
Mayor [α/Fe] → caminos evolutivos de MS menos luminososy más fríos, y con etapa de fusión central de H más larga.
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Dependencia con la convección
Eficiencia de la convecciónno tiene efecto sobre la L , pero a mayor “longitud de mezcla”(mixing length) se requiere menor gradiente térmico → baja elradio y aumenta Teff.Los caminos evolutivos son más empinados y se corren a laizquierda en el HRD.
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Punto de apartamiento de la secuencia principal
El turn-off:es el “reloj astrofísico” más importante que provee la evoluciónestelar
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Etapas inmediatas post-secuencia principal
Definidas por la fusión de H en capa gruesa.
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Rama subgigante (SGB)
• ∼ 12 Myr paraM? ∼ 3M�• ∼ 1 Myr paraM? ∼ 6M�
Brecha de Hertzsprung
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Rama subgigante (SGB)
• ∼ 12 Myr paraM? ∼ 3M�• ∼ 1 Myr paraM? ∼ 6M�
Brecha de Hertzsprung
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Rama de las Gigantes Rojas (RGB)
• H→He en capa• envoltura convectiva• núcleo de He:
• estrellas de baja masa: degeneración electrónica• estrellas de masa intermedia y alta: ρcent baja → no hay
degeneración electrónica• estrellas de masa aún mayor: el núcleo se contrae más
rápidamente y la fusión de He empieza temprano. La etapaRG es más corta y llega a desaparecer (la estrella fusionaHe apenas sale de la MS).
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Rama de las Gigantes Rojas (RGB)Dependencia de la RGB con parámetros físicos y químicos
La ubicación de la RGB en el HRD depende del tamaño de laenvoltura convectiva.
Masa
• A una dada Z , la RGB se hace más fría a menor masatotal.
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Rama de las Gigantes Rojas (RGB)Dependencia de la RGB con parámetros físicos y químicos
La ubicación de la RGB en el HRD depende del tamaño de laenvoltura convectiva.
Masa
• A una dada Z , la RGB se hace más fría a menor masatotal.
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Rama de las Gigantes Rojas (RGB)Dependencia de la RGB con parámetros físicos y químicos
Composición químicaafecta a través de la opacidad radiativa:• aumento de He a Z = cte. → disminución de la opacidad→ disminución de la masa involucrada en la envolturaconvectiva → RGB más caliente (azul).
• aumento de Z → aumento de la opacidad → aumentode la masa involucrada en la envoltura convectiva →RGB más fría (roja).
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Rama de las Gigantes Rojas (RGB)Dependencia de la RGB con parámetros físicos y químicos
En las RG, L y color dependen más de la metalicidad que de lamasa → las RGB de sistemas estelares de diferentesedades pueden ser muy parecidas.
Fuerte dependencia de la Teff de la RGB con Z→ la RGB es uno de los indicadores de metalicidad más
importantes para galaxias y sistemas estelares (resueltos).
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Rama horizontal - red clump
He→C en el núcleo, H→He en capa.
Red clump: estrellas de 1− 2M� y Z ∼ Z� se mantienenrelativamente frías (y rojas)
Rama horizontal: estrellas en la misma etapa, pero de menormasa o con Z < Z�, son superficialmente máscalientes (azules) porque las capas externastienen menos material y/o son más transparentes
Pérdida de masa en la RGB es un proceso estocástico ⇒dispersión en valores deMenv → rango de colores
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Evolución de una estrella de 5M�
A: ZAMSB: abundancia de H:
X ∼ 0.05 en el núcleo →la estrella empieza acontraerse
C: fin etapa H→He centralD: comienzo de la etapa de
RG; se establececonvección en zonaexterna
E: comienza He→C central(fin etapa RG)
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Evolución de una estrella de 5M�
A: ZAMSB: abundancia de H:
X ∼ 0.05 en el núcleo →la estrella empieza acontraerse
C: fin etapa H→He centralD: comienzo de la etapa de
RG; se establececonvección en zonaexterna
E: comienza He→C central(fin etapa RG)
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Evolución de una estrella de 5M�
A: ZAMSB: abundancia de H:
X ∼ 0.05 en el núcleo →la estrella empieza acontraerse
C: fin etapa H→He centralD: comienzo de la etapa de
RG; se establececonvección en zonaexterna
E: comienza He→C central(fin etapa RG)
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Evolución de una estrella de 5M�
A: ZAMSB: abundancia de H:
X ∼ 0.05 en el núcleo →la estrella empieza acontraerse
C: fin etapa H→He centralD: comienzo de la etapa de
RG; se establececonvección en zonaexterna
E: comienza He→C central(fin etapa RG)
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Evolución de una estrella de 5M�
A: ZAMSB: abundancia de H:
X ∼ 0.05 en el núcleo →la estrella empieza acontraerse
C: fin etapa H→He centralD: comienzo de la etapa de
RG; se establececonvección en zonaexterna
E: comienza He→C central(fin etapa RG)
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Evolución de una estrella de 5M�
F: configuración estableHe→C central y H→He encapa
G: máxima eficiencia H→Heen capa
H: blue loop: la eficienciaH→He en capa va bajando
K: fracción de energíaproducida por 3α ∼ 60 %.
I: termina la fusión centraldel He
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Evolución de una estrella de 5M�
F: configuración estableHe→C central y H→He encapa
G: máxima eficiencia H→Heen capa
H: blue loop: la eficienciaH→He en capa va bajando
K: fracción de energíaproducida por 3α ∼ 60 %.
I: termina la fusión centraldel He
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Evolución de una estrella de 5M�
F: configuración estableHe→C central y H→He encapa
G: máxima eficiencia H→Heen capa
H: blue loop: la eficienciaH→He en capa va bajando
K: fracción de energíaproducida por 3α ∼ 60 %.
I: termina la fusión centraldel He
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Evolución de una estrella de 5M�
F: configuración estableHe→C central y H→He encapa
G: máxima eficiencia H→Heen capa
H: blue loop: la eficienciaH→He en capa va bajando
K: fracción de energíaproducida por 3α ∼ 60 %.
I: termina la fusión centraldel He
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Evolución de una estrella de 5M�
F: configuración estableHe→C central y H→He encapa
G: máxima eficiencia H→Heen capa
H: blue loop: la eficienciaH→He en capa va bajando
K: fracción de energíaproducida por 3α ∼ 60 %.
I: termina la fusión centraldel He
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La rama gigante asintótica (AGB)
Fusión de He en capa, alrededor de un núcleo de CO
• En estrellas de baja masa (. 2.5M�) secuencia similar,aunque más caliente, a la RGB.
• La capa H→He se extingue por caída de la T .• Procesos de mezcla (dredge-up).
M <Mup: la degeneración electrónica en el núcleo de COevita la ignición del C → pulsos térmicos
M >Mup hay fusión del C en el núcleo (violentamente o no,según la masa) (estrellas de alta masa).
Mup ∼ 8M� para Z = Z� y para muy baja metalicidad;Muptiene un mínimo ∼ 4M� para Z = 0.001.
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La rama gigante asintótica (AGB)
Fusión de He en capa, alrededor de un núcleo de CO
• En estrellas de baja masa (. 2.5M�) secuencia similar,aunque más caliente, a la RGB.
• La capa H→He se extingue por caída de la T .• Procesos de mezcla (dredge-up).
M <Mup: la degeneración electrónica en el núcleo de COevita la ignición del C → pulsos térmicos
M >Mup hay fusión del C en el núcleo (violentamente o no,según la masa) (estrellas de alta masa).
Mup ∼ 8M� para Z = Z� y para muy baja metalicidad;Muptiene un mínimo ∼ 4M� para Z = 0.001.
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La rama gigante asintótica (AGB)
Fusión de He en capa, alrededor de un núcleo de CO
• En estrellas de baja masa (. 2.5M�) secuencia similar,aunque más caliente, a la RGB.
• La capa H→He se extingue por caída de la T .• Procesos de mezcla (dredge-up).
M <Mup: la degeneración electrónica en el núcleo de COevita la ignición del C → pulsos térmicos
M >Mup hay fusión del C en el núcleo (violentamente o no,según la masa) (estrellas de alta masa).
Mup ∼ 8M� para Z = Z� y para muy baja metalicidad;Muptiene un mínimo ∼ 4M� para Z = 0.001.
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La rama gigante asintótica (AGB)
Fusión de He en capa, alrededor de un núcleo de CO
• En estrellas de baja masa (. 2.5M�) secuencia similar,aunque más caliente, a la RGB.
• La capa H→He se extingue por caída de la T .• Procesos de mezcla (dredge-up).
M <Mup: la degeneración electrónica en el núcleo de COevita la ignición del C → pulsos térmicos
M >Mup hay fusión del C en el núcleo (violentamente o no,según la masa) (estrellas de alta masa).
Mup ∼ 8M� para Z = Z� y para muy baja metalicidad;Muptiene un mínimo ∼ 4M� para Z = 0.001.
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La rama gigante asintótica (AGB)
Fusión de He en capa, alrededor de un núcleo de CO
• En estrellas de baja masa (. 2.5M�) secuencia similar,aunque más caliente, a la RGB.
• La capa H→He se extingue por caída de la T .• Procesos de mezcla (dredge-up).
M <Mup: la degeneración electrónica en el núcleo de COevita la ignición del C → pulsos térmicos
M >Mup hay fusión del C en el núcleo (violentamente o no,según la masa) (estrellas de alta masa).
Mup ∼ 8M� para Z = Z� y para muy baja metalicidad;Muptiene un mínimo ∼ 4M� para Z = 0.001.
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La rama gigante asintótica (AGB)
(Dibujo: gentileza de Marcelo Miller Bertolami)
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Estrellas de gran masaSN II
• M? & 8M� → supergigantes rojas (↔ supergiganteazul).
• M? & 40M� → Wolf-Rayet
Todas (¿o casi todas?) terminan como SN II→ principales productoras de He y elementos-α:
O, Ne, Mg, Si, S, Ca, Ti
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Estrellas de gran masa
Tiempos de vida de fusión central de distintos elementosen estrellas de gran masa.
Tiempo 15M� 20M� 25M�tH (106 años) 10.70 7.48 5.93tHe (106 años) 1.40 0.93 0.68tC (103 años) 2.60 1.45 0.97tNe (años) 2.00 1.46 0.77tO (años) 2.47 0.72 0.33tSi−rad (10−2 años) 29.00 2.80 1.94tSi−conv (10−3 años) 20.00 3.50 3.41
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Estrellas de gran masaCaminos en el HRD para estrellas de masa intermedia y alta
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Supernovas tipo Ia (SN Ia)
Sistema binario: WD de CO conM & 1.4M�→ runaway termonuclear.
Principales productoras de hierro y elementos del pico delhierro.
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Comparación entre tipos de supernovas
Tipo Escala de t Elementos producidos
SN II, Ib, Ic (core collapse) ∼ 107 años elementos-αSN Ia (WD runaway) ∼ 109 años pico del Fe
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Temas poco desarrollados por la teoría:
• Formación estelar• inicio• función de masas inicial
• Etapas finales estrellas de gran masa (M &Mup)• Evolución en sistemas binarios
∴ se conoce pobremente:• tasa de formación estelar en las galaxias• cantidad de elementos pesados producida por cada tipo
estelar• modo en que dichos elementos retornan al ISM.
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Temas poco desarrollados por la teoría:
• Formación estelar• inicio• función de masas inicial
• Etapas finales estrellas de gran masa (M &Mup)• Evolución en sistemas binarios
∴ se conoce pobremente:• tasa de formación estelar en las galaxias• cantidad de elementos pesados producida por cada tipo
estelar• modo en que dichos elementos retornan al ISM.
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Temas poco desarrollados por la teoría:
• Formación estelar• inicio• función de masas inicial
• Etapas finales estrellas de gran masa (M &Mup)• Evolución en sistemas binarios
∴ se conoce pobremente:• tasa de formación estelar en las galaxias• cantidad de elementos pesados producida por cada tipo
estelar• modo en que dichos elementos retornan al ISM.
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Temas poco desarrollados por la teoría:
• Formación estelar• inicio• función de masas inicial
• Etapas finales estrellas de gran masa (M &Mup)• Evolución en sistemas binarios
∴ se conoce pobremente:• tasa de formación estelar en las galaxias• cantidad de elementos pesados producida por cada tipo
estelar• modo en que dichos elementos retornan al ISM.
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Temas poco desarrollados por la teoría:
• Formación estelar• inicio• función de masas inicial
• Etapas finales estrellas de gran masa (M &Mup)• Evolución en sistemas binarios
∴ se conoce pobremente:• tasa de formación estelar en las galaxias• cantidad de elementos pesados producida por cada tipo
estelar• modo en que dichos elementos retornan al ISM.
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Temas poco desarrollados por la teoría:
• Formación estelar• inicio• función de masas inicial
• Etapas finales estrellas de gran masa (M &Mup)• Evolución en sistemas binarios
∴ se conoce pobremente:• tasa de formación estelar en las galaxias• cantidad de elementos pesados producida por cada tipo
estelar• modo en que dichos elementos retornan al ISM.
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Temas poco desarrollados por la teoría:
• Formación estelar• inicio• función de masas inicial
• Etapas finales estrellas de gran masa (M &Mup)• Evolución en sistemas binarios
∴ se conoce pobremente:• tasa de formación estelar en las galaxias• cantidad de elementos pesados producida por cada tipo
estelar• modo en que dichos elementos retornan al ISM.
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Cap. 2: Poblaciones estelares
1 Aspectos observacionales y definiciones
2 Sinopsis de evolución estelar
3 Poblaciones estelares simples
4 Poblaciones estelares compuestas
5 Poblaciones estelares no resueltas
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Caminos evolutivos e isocronasPara estrellas entre 0.8 y 3.0M�
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Caminos evolutivos e isocronas
(dχdt
)M→∞ ⇒
(dMdχ
)t→ 0
En las regiones del HRD donde la evolución es rápidala masa permanece casi constante.
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Isocronas desde la MS hasta el fin de la fase AGBEdades: 2 Gyr y 3 Gyr (Z = 0.001)
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Distribución de masas estelares
• Para calcular el nro. de estrellas en un punto dado sobre laisocrona, hay que usar en la IMF el valor de la masa inicialde las estrellas que fueron a parar a ese punto.
• Para determinar la corrección bolométrica (BC) hay queusar la masa evolucionada (es decir, considerando pérdidade masa). La masa actual, junto con Teff y L determinan laBC.
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Distribución de masas estelares
• Para calcular el nro. de estrellas en un punto dado sobre laisocrona, hay que usar en la IMF el valor de la masa inicialde las estrellas que fueron a parar a ese punto.
• Para determinar la corrección bolométrica (BC) hay queusar la masa evolucionada (es decir, considerando pérdidade masa). La masa actual, junto con Teff y L determinan laBC.
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Poblaciones estelares simples viejas
Se considera:
• t & 10 Gyr → SSP vieja• 10 Gyr & t & 1 Gyr → SSP intermedia• t . 1 Gyr → SSP joven
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Propiedades de isocronas para SSP viejasEfectos de metalicidad y elem.-α
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Propiedades de isocronas para SSP viejasEfectos de metalicidad y elem.-α
MS inferior (desde ∼ 2 mag abajo del TO):no está afectada por edad, pero es sensible a Z . Color yluminosidad del TO afectados por edad y Z
• estrellas en esta zona del HRD: tiempos evolutivos muylargos. Debajo del TO no evolucionaron. Ubicación del TO:depende de la masa (≡ edad) que está evolucionando
• a mayor Z menor L ; sobrecompensa el hecho de que lamasa en el TO es mayor debido a sus mayores tiemposevolutivos
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Propiedades de isocronas para SSP viejasEfectos de metalicidad y elem.-α
MS inferior (desde ∼ 2 mag abajo del TO):no está afectada por edad, pero es sensible a Z . Color yluminosidad del TO afectados por edad y Z
• estrellas en esta zona del HRD: tiempos evolutivos muylargos. Debajo del TO no evolucionaron. Ubicación del TO:depende de la masa (≡ edad) que está evolucionando
• a mayor Z menor L ; sobrecompensa el hecho de que lamasa en el TO es mayor debido a sus mayores tiemposevolutivos
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Propiedades de isocronas para SSP viejasEfectos de metalicidad y elem.-α
RGB:no está afectada por la edad, pero es sensible a Z
• ubicación de la RGB: depende débilmente de la masa (≡edad).
• Z afecta fuertemente la T de las estrellas de RGB.
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Propiedades de isocronas para SSP viejasEfectos de metalicidad y elem.-α
RGB:no está afectada por la edad, pero es sensible a Z
• ubicación de la RGB: depende débilmente de la masa (≡edad).
• Z afecta fuertemente la T de las estrellas de RGB.
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Propiedades de isocronas para SSP viejasEfectos de metalicidad y elem.-α
Luminosidad de la ZAHB:no está afectada por la edad, pero sí por Z
• LZAHB determinada por masa del núcleo de He en el flashdel He, que decrece a mayor Z ⇒ LZAHB decrece conmayor Z .
• La edad no afecta apreciablemente a la masa del núcleode He para los rangos de masa involucrados
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Propiedades de isocronas para SSP viejasEfectos de metalicidad y elem.-α
Luminosidad de la ZAHB:no está afectada por la edad, pero sí por Z
• LZAHB determinada por masa del núcleo de He en el flashdel He, que decrece a mayor Z ⇒ LZAHB decrece conmayor Z .
• La edad no afecta apreciablemente a la masa del núcleode He para los rangos de masa involucrados
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Propiedades de isocronas para SSP viejas
La posibilidad de predecir el CMD observado de SSP condistintas edades y composiciones químicas es una herramientapara determinar parámetros fundamentales de las SSP
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Propiedades de isocronas para SSP viejasIsocrona t = 12 Gyr y CMD del GC M 15.
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El color de la HB y el segundo parámetroMuestra de GC galácticos
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Funciones de luminosidad
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Isocronas de SSP jóvenes
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Cap. 2: Poblaciones estelares
1 Aspectos observacionales y definiciones
2 Sinopsis de evolución estelar
3 Poblaciones estelares simples
4 Poblaciones estelares compuestas
5 Poblaciones estelares no resueltas
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CMD en los alrededores del Sol(Hipparcos)
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Cap. 2: Poblaciones estelares
1 Aspectos observacionales y definiciones
2 Sinopsis de evolución estelar
3 Poblaciones estelares simples
4 Poblaciones estelares compuestas
5 Poblaciones estelares no resueltas
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Contribuciones de fases evolutivas a una SSPLuminosidad bolométrica - Luminosidad monocromática
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Magnitudes y colores integrados de SSP
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Magnitudes y colores integrados de SSP
SSP con t & 109 años, tienecolores más rojos para:• mayor edad a Z fija,• mayor Z a edad fija.
Esto se conoce como:degeneración edad-metalicidad
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Magnitudes y colores integrados de SSP
Ej.: (B − V ) = 0.9 mag
• t & 1010 años,[Fe/H] ' −0.70
• t . 1010 años,[Fe/H] ' −0.40
• t ' 3× 109 años,[Fe/H] ' 0
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Diagramas color-color de SSP
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Diagramas color-color de SSPColores ópticos - infrarrojos
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Diagramas color-color de SSPColores ópticos - infrarrojos
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Índices espectrales
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Índices espectralesCalibración
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El quiebre a 4000 Å
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Bibliografía del capítulo:
• Evolution of Stars and Stellar Populations,Mauro Salaris & Santi Cassisi (Wiley-VCH, 2005).