Evolución estelar desde la rama horizontal

Abstract

Hemos calculado la evolución de una estrella de 0.5 M⊙ de población I desde la rama horizontal (modelos con quema de He en el centro en condiciones no degeneradas con una envoltura rica en H). Se supuso que el núcleo de He contiene 0.465 M⊙. En este trabajo se completó la rutina que calcula el proceso de quema del He mediante la inclusión de las reacciones 12C(4He,G)16O y 16O(4He,γ)20Ne. Las abundancias fueron calculadas mediante un esquema explícito basado en el método de Runge-Kutta de cuarto orden. Este esquema ha presentado algunas dificultades por lo que se lo ha reemplazado por un esquema implícito linealizado (Ver el trabajo Evolución de estrellas masivas de población I). El modelo inicial fue construido por el método de ajustes, y la evolución fue calculada hasta la aparición del primer pulso térmico, mas allá del agotamiento del He en el núcleo estelar. Se han encontrado inestabilidades, que deberían ser de origen numérico, durante el quemado de He. Estas se encontraron para abundancias menores de Y < 0.06, debido a un aumento en el tamaño del núcleo convectivo. Se presentan varios gráficos en que se detalla la evolución, la cual está en buen acuerdo con lo calculado por otros autores.