Evoluzione di stelle con massa  1M

Presentazione sul tema: "Evoluzione di stelle con massa  1M"— Transcript della presentazione:

1 Evoluzione di stelle con massa  1M
IL SOLE

2 Evoluzione del sole Bruciando H, 4H4He diminuisce il numero di particelle. Quando il 50% di H è diventato He, il numero di particelle è sceso di 0.73 (assumendo che all’inizio He fosse il 10% in numero).

3 Zona convettiva del sole

4 Nelle regioni con un forte gradiente in Temperatura.
Come dimostrato dai modelli stellari omologhi, il modo in cui quantità fisiche come la luminosità variano dal centro alla superficie è pressochè simile per tutte le stelle. Tuttavia i modelli stellari dettagliati mostrano come la posizione e l’estensione della regione convettiva dipenda dalla massa della stella. La convezione si verifica quando   1 (cioè il rapporto tra i calori specifici è circa 1). Questo si verifica nelle regioni fredde dove il gas è parzialmente ionizzato. Nelle regioni con un forte gradiente in Temperatura. Zone convettive (oooo) Le linee solide sono I valori per cui il raggio è 0.25 e 0.5 del raggio totale. Le linee tratteggiate mostrano I valori di m per cui 0.5 e 0.9 della luminosità viene prodotto. Per stelle di massa pari o minore di quella del sole le zone convettive sono alla superficie. Per stelle di massa elevata, le zone convettive sono vicino al nucleo (forte gradiente di T)

5 M(CZ,t) : Massa racchiusa nella zona convettiva  R2
R(CZ,t) : Profondità della zona convettiva del sole  R .

6 Struttura termodinamica e chimica
2% della massa è in elementi pesanti Il ciclo CNO è lento nella regione centrale Dopo ~4.5x109yr N è arricchito di un fattore 7, C ridotto di un fattore 200.

7 Evoluzione dopo l’easurimento di H nel core: fase di Subgigante (subgiant branch).
IL core di una stella di 1M diventa ricco di He. L’He, più pesante dell’H si concentra nel nucleo della stella. Si forma un core di He. La T non è ancora abbastanza alta per la reazione triplo- dell’He. Core degenere di He. H continua a bruciare in una shell attorno al core. Il core si contrae, l’attrazione gravitazionale sulla shell aumenta, la T cresce e il processo CNO comincia a diventare importante. Dato che CNO T16 l’energia viene generata nelle regioni a più alto valore di T e maggior contenuto di H. (nella shell T ~ 20 x106 K) L’alta T porta ad un aumento di P fuori dal core e l’involucro di H si espande. L’espansione aumenta quando >10% della massa della stella si trova nel core di He. Questa espansione mette fine alla vita in sequenza principale. La luminosità rimane approssimativamente uguale e quindi diminuisce la Teff . La stella si muove lungo il ramo della red subgiant branch, orizzontale nel diagramma HR. Subgiant branch

8 La fase di gigante rossa (Red Giant Branch, RGB): l’involucro convettivo.
La shell sorgente di calore brucia e si sposta per la crescita del nucleo di He. Quando la T delle zone esterne diventa <5000 K l’envelope diventa completamente convettivo. La stella si espande ulteriormente (fino a quasi il raggio orbitale di Venere) e si muove verticalmente nel diagramma HR. Una relativamente piccola crescita della massa del core di He causa una grande espansione dell’envelope. La soluzione delle equazioni di struttura stellare mostrano che la stella diventa una gigante rossa. Perdita di massa per allontanamento degli involucri esterni, difficile trattenere i gas della corona quando la gravità, a grandi raggi, e ridotta.

9 Fusione del core di He e He-flash.
Nel core, l’elio non ha ancora raggiunto la T per il bruciamento durante la fase di gigante rossa. La pressione del materiale sovrastante porta alla degenerazione elettronica. Gli elettroni sono liberi e la pressione è una pressione legata al principio di esclusione di Pauli (gli e- sono fermioni) e quello di indeterminazione di Heisenberg. Poichè x px > h/2, se la x diventa molto piccola, allora la p deve essere molto grande perchè gli e- non devono occupare lo stesso stato. Quindi, gli e- compressi hanno elevate velocità relative. La P risultante è indipendente dalla T, quindi la P resta costante mentre la T cresce. Quando il core è circa 0.4 M la forza di gravità al confine tra il core di He e la shell di H fa aumentare la fusione di H e la temperatura del core raggiunge i 108 K necessari a far partire il ciclo triplo- . Tuttavia, essendo in condizioni degeneri, una crescita della T del core non causa un aumento di P (con conseguente espansione del core e riduzione di T). Di conseguenza l’aumento di T causa una fusione dell’elio a catena e la fusione avviene in un ‘flash’ fino a che la degenerazione non viene rimossa dal nucleo.

10 Il ramo orizzontale (HB).
Dopo il flash dell’He, la stella si trova con 2 sorgenti di Energia, l’elio nel nucleo e H nella shell, ma senza degenerazione (pressione termica normale) e quindi la stella è più debole e si muove nel ramo orizzontale (horizontal branch). A seconda della composizione (metallicità) la stella occuperà posizioni diverse nel ramo orizzontale. Le stelle ‘metal’ rich’ occupano la zona detta ‘Red Clump’, mentre le stelle ‘metal poor’ si trovano a temperature più elevate.

11 Il ramo orizzontale nei globular clusters
I globular clusters hanno bassa metallicità. – Non si vede il ‘red clump’ ma si nota il ramo orizzontale di stelle con fusione di He nel core e di H nella shell. Le equzioni di struttura stellare danno configurazioni di equilibrio nella HB. Le stelle con envelope di H a massa minore sono più blu. Le stelle mtel rich si trovano verso il rosso a più bassa T Le stelle del red clump stars si trovano all’estremo dell ramo orizzontale. Perchè le stelle a bassa metallicità finiscono nella HB e perchè perdono massa dopo l’ He-flash mentre quelle ricche di metalli no? 47 Tuc globular cluster

12 La fase AGB e le pulsazioni termiche.
La reazione triplo- dipende fortemente dalla T ( T30), quindi la generazione di energia è concentrata al centro dove la T è maggiore. Nel frattempo anche la shell di H stà bruciando. Il core ben presto è formato esclusivamente da C+O, il CO core cresce, diventa degenere, mentre l’He brucia su una shell. Le due shell causano una espanzione dell’envelope e la stella evolve nel ramo di gigante rossa una seconda volta: asymptotic giant branch. Per stelle metal rich l’AGB è molto vicina nel diagramma HR all’RGB. Nei globular clusters, in cui la composizione di elementi pesanti è circa 100 volte minore di quella solare, le due tracce appaiono invece ben separate.

13 Stella AGB Shell convettiva Vento stellare Atmosfera pulsante
Polveri: Al2O3 SiC MgS CO degenere nana bianca Formazione molecole: CN, C2, CH, HCN, C2H2 Shell He e H 108 cm 108 K 1 AU 3103 K 8-10 AU 103 K

14 Il vento stellare. La pressione di radiazione diventa importante e causa perdita di massa sotto forma di vento. Le particelle assorbono radiazione e sono accelerate alla velocità di fuga. Le osservazioni di giganti (e supergiganti) danno valori nel range 10-9 a 10-4 M yr-1 La perdita di massa è legata a due tipi diversi di venti: 1. Vento stellare: descritto dalla formula empirica di Dieter Reimers, esprime la perdita di massa in funzione di massa, raggio, luminosità e una costante osservativa. Tipicamente dM/dt 10-6 M yr-1 2. Supervento: un vento più intenso che porta all’espulsione di gusci stellari che sono osservabili attorno alla stella.

15 L’esistenza del supervento viene suggerita 1) dall’alta densità del materiale espulso dall stella in forma di shell. 2) La relativa povertà di stelle molto brillanti nella AGB. Il supervento impedisce alle stelle di completare il loro movimento lungo la AGB perdendo massa soltanto al rate previsto dalla formula di Reimer. Questo supervento rimuove la massa dell’envelope prima che il core cresca al suo massimo. La perdita di massa può raggiungere i 10-6 M yr-1 . Probabilmente il supervento è legato alla instabilità per pulsazione e pulsazioni termiche come ad esempio nelle stelle di tipo Mira. Il supervento causa l’espulsione dell’envelope: il core evolve verso una nana bianca di C-O. La massa del core al termine dell’AGB è ~0.6 M e in effetti molte nane bianche hanno una massa vicina a questo valore.

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17 Sommario dell’evoluzione di una stella di 1 M
Tipici tempi scala (approssimati): Fase  (yrs) Main-sequence x109 Subgiant x109 Redgiant Branch 1 x109 Red clump o HB 1 x 108 AGB evolution ~5x106 PNe ~1x105 WD cooling >8x109

18 Sommario grafico dell’evoluzione di una stella di 1 M