Influência da perda de massa nos cálculos de evolução estelar

Abstract

A vida de uma estrela começa quando a nuvem de formação atinge as condições de temperatura e pressão para iniciar a fusão de hidrogênio (H) na sequência principal e se mantém em equilíbrio hidrostático. Quando o H se esgota no núcleo a fusão continua ao redor dele, o envelope se expande e a estrela se torna uma gigante vermelha, que, devido a contração do núcleo de hélio (He), aumenta a temperatura central e possibilita o início da fusão de He em carbono (C) se o núcleo de He tiver massa superior a 0; 45 massas solares. Quando o He central se esgota a estrela evolui para o ramo assintótico das gigantes (AGB) com fusão de He na região ao redor do núcleo e fusão de H na região entre as camadas subsequentes de He e H. Uma parada temporária na queima de H indica o início dos pulsos térmicos, onde a estrela se expande e se contrai em forma cíclica sofrendo grande perda de massa, que depende da massa inicial e da fração de elementos químicos além do H e He, conhecida como metalicidade. Após perder as camadas mais externas a temperatura efetiva da estrela se torna maior, já que é possível observar camadas mais internas em decorrência dos ventos de nebulosa planetária e, por fim, seu núcleo se esfria como uma anã branca. O valor da massa final na curva de esfriamento depende em certo grau da perda de massa que a estrela sofre durante as etapas de gigantes, e em particular na etapa de pulsos térmicos. Neste trabalho exploramos o efeito de diferentes fórmulas de perda de massa na massa final e, para isso, foram utilizados os códigos evolutivos LPCODE e MESA. No LPCODE utilizei as fórmulas de Reimers e Vassiliadis & Wood e no MESA escolhi a equação de van Loon que programei no LPCODE para fins comparativos. A implementação da perda de massa nestes cálculos é baseada na determinação da relação massa inicial final em aglomerados, que dá informação sobre a perda de massa durante as etapas de gigantes, um dos ingredientes com maior incerteza nos cálculos de evolução estelar. Uma grade de sequências, como a que calculei, pode ser associada a um código de modelos de atmosferas estelares para auxiliar na construção de isócronas e estudar as propriedades das populações estelares.

Star formation begins when a molecular cloud reaches the specific conditions of temperature and pressure to start hydrogen (H) burning in the main sequence and remain in hydrostatic equilibrium. When H is exhausted in the central position the fusion continues around it, the envelope expand itself and the star becomes a red giant. The contraction of the helium (He) core increases the central temperature and allows the start of He burning into carbon (C) if the He core mass is over 0:45 solar masses. When He is exhausted in the center, the star evolves to the asymptotic giant branch (AGB) with He fusion in the region around the core and H fusion between the subsequent layers of He and H. A temporary pause on the H burning denotes the start of the thermal pulses in which the star expand and contracts in a cyclical way. The star is suffering great mass-loss and this phenomena depends mainly of the initial mass and the metallicity. After losing its outermost shells as a consequence of strong winds, it is possible to observe the innermost layers, and finally, the core enters the white dwarf cooling curve. The final mass value in the cooling curve depends of the massloss that the star suffers during the giant phase, particulary in the thermal pulses stage. In this work, we explored the effects os the differents mass-loss formulas/prescriptions on the final mass, so we used the stellar evolution LPCODE and MESA codes. LPCODE uses Reimers’ and Vassiliadis & Wood’s formulas and in MESA I selected van Loon’s equation that I also programmed in LPCODE for comparative purposes. The implementation of mass-loss in these calculations is based on initial-final mass relation from star clusters. This give us information about the mass loss during the giant branches which is one of the most uncertain ingredients in stellar evolution computation. A grid of sequences, such this work, may be associated with a code of atmosphere models to construct isochrones and to study properties of stellar populations.