====== A8.2 La Red Giant Transition ======
Una estrema sottoabbondanza di metalli ha conseguenze rilevanti
anche sui parametri della //Red Giant Transition//. Il pannello di
sinistra della Fig. 8.16 mostra l'andamento della
luminosità all'innesco dell'elio ("tip" delle Giganti Rosse) al
variare della massa stellare per diverse valori di
sottoabbondanza. La luminosità in oggetto è un ulteriore
parametro che segnala la transizione: all'aumentare delle masse
attraverso la transizione tale luminosità diminuirà seguendo
la progressiva scomparsa del Ramo delle Giganti Rosse ,
raggiungendo un minimo in corrispondenza del minimo valore del
nucleo di elio, per poi risalire seguendo l'aumento delle masse
stellari e delle loro luminosità evolutive.
Il pannello di destra della stessa figura mostra ancora la
luminosità di "tip" ma in funzione del tempo all'innesco
dell'elio. Dai dati in figura si trae l'evidenza che popolazioni
sottoabbondanti di metalli possono sperimentare la RGT a masse
notevolmente minori e, conseguentemente, a tempi notevolmente
maggiori di una normale popolazione stellare, sviluppando un Ramo
delle Giganti Rosse solo dopo alcuni miliardi di anni. La Tabella
8.15 riporta alcuni parametri caratteristici della
RGT per metallicità che coprono l'intervallo da Z= 10-10 al
valore soprasolare Z= 4 10-2
\\
\\
{{:c08:fig8_a03.jpg}}
\\
**Fig. 8.16** Pannello di sinistra: andamento della
luminosità al "tip" delle Giganti Rosse al variare della massa
attraverso la RGT per gli indicati valori di metallicità.
Pannello di destra: come nel pannello di sinistra ma in funzione
dei tempi all'innesco dell'elio.
\\
\\
^ Z ^ 10-10 ^ 10-6 ^ 10-4 ^ 4 10-3 ^ 10-2 ^4 10-2 ^
|Mmin | 1.5 | 1.9 | 2.4 | 2.5 | 2.6 | 2.9 |
|tmin | 4500 |2650 | 769 |636 |612 | 531 |
|M $_c^{min}$ | 0.29 | 0.34 | 0.32 | 0.33 | 0.33 | 0.33 |
|L$_{tip}^{min}$ | 2.04 | 2.15 | 2.11 | 2.26 | 2.31 | 2.27 |
\\
**Tabella 8.4** Parametri evolutivi per modelli stellari al minimo della
transizione per diverse assunte metallicità. Per ogni Z sono
riportati la massa M$_{min}$ al minimo del nucleo di He, in masse
solari, il suo tempo evolutivo (milioni di anni), la massa del
nucleo di He M $_c^{min}$ e la luminosità di "tip" L$_{tip}^{min}$. ambedue in unità solari.
\\
^ M ^ Mc ^ t(flash) ^ $\tau^{H}_{shell}$ ^ $\tau^{He}_{central} $ ^ $\tau^{He}{shell}$ ^
| 1.0 | 0.472 | 13527 | 1982 | 118 |10 |
| 1.2 | 0.471 | 6851 | 986 | 111 |10 |
| 1.5 | 0.470 | 3105 | 632 | 117 |10 |
| 2.0 | 0.444 | 1158 | 137 | 130 |11 |
| 2.3 | 0.341 | 740 | 58 | 260 |25 |
| 2.5 | 0.330 | 573 | 33 | 231 |23 |
| 3.0 | 0.363 | 341 | 14 | 136 |13 |
\\
**Tabella 8.5** Per le varie masse M (in masse solari) ogni riga riporta
nell'ordine la massa del nucleo di He e l'età all'innesco
dell'elio centrale seguite dai tempi di vita nelle fasi d
combustione a shell di idrogeno, combustione centrale di elio e
early AGB.
\\
{{:c08:fig8_a03a.jpg?500}}
\\
**Fig. 8.17** Variazione con il tempo dell'abbondanza
relativa di stelle in fase di combustione a shell di H (subgiganti
e giganti) o in fase di combustione centrale di elio. Il tempo t
è in milioni di anni.
\\
Per indagare infine con qualche maggiore dettaglio le modalità
della transizione riportiamo in Tabella 8.5 una
selezione di tempi evolutivi per una serie di masse di
composizione solare a cavallo della transizione. Sulla base di
tali dati la Fig. 8.17 mostra la variazione con il
tempo dell'attesa abbondanza relativa di stelle in fase di
combustione a shell di idrogeno o combustione centrale di elio. Se
ne ricava l'evidenza di come alle minori età le fasi post Sequenza Principale
siano dominate dal clump delle stelle nella combustione centrale
di elio. La transizione avviene a circa 1 Gyr, quando giungono al
flash le stelle di $\sim$ 2.0 M$_{\odot}$.
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~~DISQUS~~