Influência da perda de massa nos cálculos de evolução estelar

• Autor(a) principal: Pacheco, Thayse Adineia
• Data de Publicação: 2018
• Tipo de documento: Trabalho de conclusão de curso
• Idioma: por
• Título da fonte: Repositório Institucional da UFRGS
• Texto Completo: http://hdl.handle.net/10183/173032
• topic: Modelos estelares; Estrelas; Evolucao estelar; Stellar evolution; MESA; LPCODE; Stellar models; Mass-loss

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.