Reimers no topo do agb a taxa de perda de massa de

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Reimers No topo do AGB a taxa de perda de massa de Bl¨ocker, necess´aria para fi- tar a rela¸c˜ ao massa inicial — massa final observada, chega a 10 - 4 M / ano, caracterizando um super vento, mas n˜ao levando a uma grande eje¸c˜ ao ins- tantˆ anea. Figura 23.33: Densidade e temperaturas centrais para modelos evolu- cion´ arios de Icko Iben Jr. A linha pontilhada ε F /kT = 10 indica quando a press˜ ao de degenerescˆ encia dos el´ etrons domina. ` A direita da linha o g´as ´ e degenerado, e `a esquerda n˜ao-degenerado. Iben e Renzini fitaram seus modelos te´oricos a uma rela¸c˜ ao entre a idade dos c´umulos e o turnoff point - TOP , que ´ e a luminosidade para a qual as estrelas come¸cam a sair da seq¨uˆ encia principal: log ( L TOP /L ) £ 0 , 019(log Z ) 2 + 0 , 064 log Z + 0 , 41 Y - 1 , 179 log t 9 + 1 , 246 - 0 , 028(log Z ) 2 - 0 , 272 log Z - 1 , 073 Y 438
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onde t 9 ´ e a idade do c´umulo, em unidades de 10 9 anos. Figura 23.34: Is´ocronas te´oricas. No diagrama H-R, as estrelas brilhantes como Rigel, Deneb, Capela e Polux est˜ao em uma linha aproximadamente paralela `a seq¨uˆ encia e est˜ao queimando h´ elio em seu n´ucleo, na chamada seq¨uˆ encia principal do h´ elio. As estrelas Betelgeuse, Mira, Antares e Aldebaran tˆ em, aproximada- mente, a mesma temperatura efetiva e s˜ao chamadas de supergigantes ver- melhas. As menos brilhantes est˜ao queimando hidrogˆ enio em uma camada sobre o n´ucleo compacto, compar´avel em tamanho `as an˜as brancas menos massivas conhecidas. As estrelas como a Mira, alternam entre queimando hidrogˆ enio e queimando h´ elio em camadas sobre um n´ucleo de carbono e oxigˆ enio similar `as an˜as brancas. Essas estrelas pertencem ao Ramo Gi- gante Assint´ otico (AGB), s˜ao pulsantes t´ ermicas e passam por est´agios de queima termonuclear descontrolada intermitente. Elas s˜ao respons´aveis pela forma¸c˜ ao da maioria do carbono e dos is´otopos ricos em nˆ eutrons formados pelo processo lento de captura de nˆ eutrons. Aproximadamente 80% da fase da vida de uma estrela em que ocorrem rea¸c˜ oes nucleares ´ e passada na seq¨uˆ encia principal. Se a estrela tiver massa acima de 1,25 M a convers˜ ao de hidrogˆ enio em h´ elio se d´a pelo ciclo CNO, em um n´ucleo convectivo. Depois de consumir o hidrogˆ enio central, a estrela se desloca rapidamente para o ramo das gigantes, queimando hidrogˆ enio em 439
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Figura 23.35: Is´ocrona te´orica correspondente `a idade de 12,5 Ganos, para modelos com composi¸c˜ ao inicial Y=0,29 e Z=0,001, publicados por Icko Iben Jr, em 1971, no Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 83, 697. Na is´ocrona, os pontos referidos com um caracter e linha, como D’, correspondem `a posi¸c˜ ao na seq¨uˆ encia principal de idade zero (ZAMS) indicada pelo mesmo car´acter sem linha, como D. uma camada fina sobre o n´ucleo em r´apida contra¸c˜ ao e aquecimento, com- posto essencialmente de h´ elio puro. Como a camada ´ e fina, a temperatura em que ocorre a queima ´ e significativamente maior do que quando houve queima no n´ucleo, j´a que a mesma luminosidade tem que ser gerada em uma camada com menor massa. Com a contra¸ ao do n´ucleo, h´a expans˜ao das camadas externas.
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