Evoluzione di stelle massive
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Diagramma dal ‘Geneva group’
Concentriamoci
nell’intervallo di
massa tra
15M - 25M
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Domande:
Qual’è la vita media di una stella di massa pari a 25M ?
Cosa succede quando abbandona la sequenza principale?
In che stato si trova alla fine della traccia nel plot del ‘Geneva group’ ?
3
Tratti comuni con le stelle di massa inferiore
1.
2.
3.
Si ha la degenerazione nel nucleo, ma solo quando si raggiunge un core di
ferro.
La perdita di massa è importante durante tutta l’evoluzione.
La luminosità rimane approx. costante nonstante I cambiamenti interni. La
traccia sul diagramma HR rimane così orizzontale. Per una stella con massa
tra 15-25M si nota un graduale spostamento verso il rosso. Per stelle di
massa maggiore invece si assiste uno spostamento avanti e indietro tra
basse e alte temperature effettive.
Vediamo ora in dettaglio le varie fasi evolutive.
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Dalla MS alla fusione dell He
1.
2.
3.
4.
5.
I core delle stelle massive sono convettivi e quindi l’He che si forma risulta
mischiato nel nucleo omogeneamente con H.
Quando l’H è esaurito, il core si contrae e si riduce in massa.
Il core convettivo risulta privo di H, si contrae in un volume inferiore e diventa più
caldo.
La stella sviluppa un shell di H che fonde attorno al nucleo dominato da He.
La temperatura dell’envelope al suo interno diventa troppo elevata per sostenere
l’equilibrio idrostatico. La stella si espande e si raffredda. La stella si sposta nella
regione ‘rossa’ del diagramma HR. Diventa una supergigante rossa.
6.
A causa del rapido calo in temperatura nella
atmosfera esterna, si forma una zona
convettiva che raggiunge le regioni più interne
della stella.
7.
Questa zona convettiva esterna raccogli
materiale dalla zona convettiva interna e il
materiale del core può essere portato sulla
superficie della supergigante rossa.
5
Schemactic picture of convective regions
QuickTime™ and a
TIFF (Uncompressed) decompressor
are needed to see this picture.
• “Cloudy” areas
indicate convective
regions
• Solid lines show mass
values for which
radius is 0.25 and 0.5
of total radius
• Dashed lines show
masses within which
0.5 and 0.9 of the
luminosity is produced
6
Dalla fusione dell’He al collasso del core.
1.
2.
3.
4.
5.
Inizia a fondere l’idrogeno. Il core è circondato da una shell di H
Non avviene l’He flash perchè la densità nel core non è tale da portare alla
degenerazione elettronica.
L’He si converte in C (triplo-) e il C si converte in O.
Nel core si trovano 12C and 16O, circondati da He e H che fondono in shells.
Il core si contrae ulteriormente e la T cresce, permettendo a C e O di
fondere in Mg e Si.
6. Questo processo continua per Z
crescenti fino a che non vengno
costruiti gli elementi del gruppo del Fe,
cioè Ni, Fe, e Co. Il core ha una
struttura a gusci con decrescente
Temperatura T e densità .
7
Tempi scala tipici di una stella massiva
Le stelle massive passano la maggior parte della loro vita in
sequenza principale. Le tracce evolutive del Geneva group si
fermano alla fusione del C, ma studi ulteriori hanno studiato la
fusione fino alla formazione del core di Fe. Di seguito vengono
riportati I tempi scala di una stella di 15M. (e.g. Heger & Langer
2000, ApJ 528, 368).
Fusione di
H
He
C
O
Si
Tempo (yrs)
10 x 106
1 x 106
400
1
10-2
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Perdita di massa di stelle massive.
Ci sono forti evidenze che le stelle
massive perdono massa attraverso un
forte vento stellare.
• I venti sono spinti dalla pressione di
radiazione – fotoni UV emessi dalla
stella e assorbiti dallo strato esterno
dell’atmosfera otticamente spessa.
• L’atmosfera risulta otticamente spessa
alle lunghezze d’onda di molte
transizioni UV (di risonanza) delle linee
del Fe, O, Si, C (e altri..).
• I fotoni assorbiti cedono momento al
gas e causano il vento verso l’esterno.
• Misurato in stelle di tipo O e B il vento
raggiunge velocità tipicamente di circa
4000 km/s con una perdita di massa
fino a 5 x 10-5 M yr-1
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Evidence for stellar winds:
Profili dei righe tipo “P-Cygni” lines in hot
stars - resonance transitions in optical or
UV
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Wolf-Rayet Stars
H-deficient massive stars. Spectra
show either strong abundances of
He+N or C+O. These are products of
H-burning and then He burning. Likely
there is an evolutionary line, or a
relation between initial mass and final
WR star produced.
Possible evolution scenario:
O main-sequence star  blue
supergiant  red supergiant  WR
star
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The Eddington luminosity
Eddington derived the theoretical limit at which the radiation pressure of a
light-emitting body would exceed the body's gravitational attraction. That is, a
body emitting radiation at greater than the Eddington limit would break up
from its own photon pressure (see class derivation).
L
4cGM
s
Violation of this implies violation of hydrostatic equilibrium. RHS of inequality
represents the Eddington luminosity that cannot be surpassed
L Edd 
4cGM
s
 M  es 
 3.2 10 
 LSol
M Sol  s 
4
If ≈es, then LEdd becomes determined uniquely by M. For massive
main-sequence stars
3
L  M 
 

LSol M Sol 
Main sequence should have an upper end (M≈180M, for s=es=0.04 m2
kg-1)
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The initial mass function
How many stars are formed at each
mass in a star cluster, or star
forming region ? Is it always the
same distribution ? Is it constant
across environments and galaxies ?
Define the number of stars formed
at a given time within a given
volume, with masses in the range
(M, M+dM) as a function solely of M
(m)
dn  (m)dm
where (m)  m2.35
This intial mass function is also sometimes defined slightly differently as
the amount of mass locked up in stars with masses in the interval (M,
M+dM) formed within a given time within a given volume:
mdn   (m)dm
where  (m)  m1.35
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Total number of stars between the
masses m1 and m2:
n
m2
m1


m2
m1
(m)dm
Total mass locked up in stars between
masses m1 and m2:
n
m2
m1


m2
m1
 (m)dm
Class question:
A star cluster is born from a giant molecular cloud of 10,000 M . Assuming

that all of the mass is converted into stars, estimate the mass of the gas that
goes into forming massive stars (I.e stars with M≥10 M)
How big do stars get ?
Is there an upper mass cut-off ?
What are the masses of the most massive stars ?
The most luminous stars in the galaxy have inferred masses of ~150-300M
but this value depends on estimate of logL/L and Teff. The former requires
distance, reddening, bolometric correction and the later requires reliable model
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atmosphere. Probably uncertain within a factor 2.
Upper mass limit for stars (Assignment 2)
Recent study in Nature (Figer 2005, Nat, 434, 152). The IMF was determined
for a very massive cluster, which is massive enough that there is a reasonable
probability that stars of masses >500M could exist in cluster, if they form.
Assuming a standard Salpeter IMF
holds in the Arches, how many
stars would you expect to find
above 140M if there was no
imposed upper mass cut off ?
[Note: number of stars with masses
10 < M < 140M is 296]
What is the statistical probability
that you find no stars in this region
if there is no upper mass limit ?
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The Arches cluster observed by HST
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IMF constant at different Z




Solar neighbourhood composition: H=70%, He=28% Metals=2%
LMC Z=0.5Z, and SMC Z=0.2Z
Starformation of massive stars proceeds independent of metallicity
Local Group galaxies SMC and LMC are excellent laboratories to
study massive star populations
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No evidence for environment influence



Whatever the star-formation rate, the IMF seems constant
Starburst regions, “normal” young clusters, low mass clusters in
Milky Way, LMC, SMC all similar
IMF not measured well beyond the Magellanic Clouds
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Summary
We have covered qualitative description of the evolution of star from modern
calculations
• The theoretical HRD in general, and 1M and 25M stars in detail
• Time-scales for evolutionary stages: 90% of massive star’s life is on mainsequence. Final stages of C-burning and beyond last few hundred years
• Massive stars loose mass - most massive become WR stars, with final
masses significantly less than birth mass
• Derived the Eddington luminosity - the main-sequence should have upper
mass limit
• The initial mass function implies significantly less massive stars than low
mass stars born - implications for galactic evolution.
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