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1.4 La Galassia: evoluzione nucleare. Popolazioni stellari

Il quadro che siamo andati delineando nei punti precedenti si amplia quando si aggiungano le informazioni provenienti dall'analisi spettroscopica. Dalle righe di assorbimento dei vari elementi è possibile risalire con buona precisione alla abbondanza degli elementi stessi nelle atmosfere stellari. Il quadro che se ne evince si salda direttamente alle analisi precedenti ampliando le ipotesi ivi avanzate. La materia dell'Universo risulta per la maggior parte (oltre il 98 % in massa) sotto forma di idrogeno ed elio. Ovunque sono peraltro presenti gli elementi più pesanti , ma con la caratteristica che negli ammassi dell'alone galattico tali elementi risultano di 1-2 ordini di grandezza meno abbondanti di quanto riscontrabile nelle stelle di disco e, in particolare, nel nostro Sole (vedi figura 1.10)

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Fig.1.10 L'abbondanza dei vari elementi nell' atmosfera del Sole, graficata in funzione del numero di massa A: La distribuzione è normalizzata ponendo l'abbondanza del Silicio pari a 106. Si nota come l'idrogeno risulta almeno 1000 volte più abbondante di tutti gli altri elementi, fatta eccezione per l'elio. Si notino le peculiari abbondanze dei nuclei di C12 e dei successivi multipli del nucleo di elio (O, Ne, S …). Si notino infine i picchi nella distribuzione in corrispondenza del ferro e per i numeri magici di neutroni N = 50, 82, 126. Nelle stelle di alone si hanno distribuzioni simili ma con minore complessiva abbondanza di elementi pesanti.

E' invalso l'uso in astrofisica di indicare col termine metalli l'insieme di tutti gli elementi con nuclei più pesanti di quello dell'elio, e quindi con numero atomico A > 4 (vedi A1.8), e di indicare con Z l'abbondanza in massa di tali elementi, cioè la massa che in un grammo di materia è sotto forma di metalli. Le abbondanze in massa di idrogeno e elio vengono rispettivamente indicate come X o Y, valendo per definizione X+Y+Z =1. Utilizzando tale notazione, nella Galassia risulta indicativamente:

  • Alone: Z(alone) ∼ 10-4 - 10-3
  • Disco: Z(disco) ∼ 10-2 (Sole: Z∼ 2*10-2)

Assumendo lo schema di progressione temporale protogalassia ☛ alone ☛ disco, risulterebbe così che gli oggetti più antichi della nostra Galassia sono nel contempo caratterizzati da una netta sottoabbondanza di elementi pesanti. Ciò suggerisce che la composizione nucleare della materia nell'Universo non sia immutabile, e che al fluire del tempo si sia modificata non solo la morfologia delle strutture ma anche la distribuzione delle specie nucleari nella materia da cui tali strutture si sono formate, materia che nel tempo deve essersi andata arricchendo di elementi pesanti. Poichè la produzione di nuovi elementi implica l'efficienza di reazioni nucleari, e quindi di materia in condizioni altamente energetiche, pare naturale individuare nell'interno delle stelle la sede preferenziale per l'efficienza di tali processi. Previsione che mostreremo essere ampiamente confermata da dettagliate valutazioni teoriche.

L'informazione spettroscopica diviene tanto più rilevante quando ci mostra come le stelle che compongono un ammasso stellare, pur presentando una varietà di fasi evolutive (cioè di luminosità e temperature superficiali), mostrino una sensibile uniformità di composizione chimica. Ciò non solo conferma l'ipotesi che tali aggregati di stelle si siano formati da una originaria comune nube di materia protoammasso, ma indica anche che l'evoluzione delle strutture stellari non modifica sensibilmente la composizione chimica degli strati più superficiali, che di conseguenza deve essere rimasta ancora quella della nube originaria. Poichè è immediato riconoscere che alla superficie di una stella - a causa delle limitate temperature - non possono mai essere state efficienti reazioni nucleari, l'indicazione precedente va letta come una evidenza che nel corso dell'evoluzione di una struttura stellare non si verificano in genere rimescolamenti profondi in grado di alterare macroscopicamente la composizione degli strati superficiali.

In questa luce, risulta quindi che una struttura stellare, all'atto della sua formazione, “congela” alla sua superficie la composizione nucleare della materia interstellare dalla quale la stella stessa si è formata. Acquisendo quindi informazioni sull'età di strutture stellari attualmente osservabili ricaviamo nel contempo informazioni sulla storia della composizione della materia interstellare, mappandone l'evoluzione non solo nello spazio ma anche nel tempo. Le teorie di evoluzione stellare sono chiamate a confermare un tale quadro evolutivo, producendo nel contempo quelle informazioni quantitative che consentano una dettagliata ricostruzione conoscitiva del passato, ricollegando le evidenze osservative del presente Universo ad una catena di avvenimenti che ci conduca alla comprensione della storia della nostra Galassia in particolare e, più in generale, dell'Universo nel suo insieme.

E' importante notare che la bassa metallicità degli ammassi globulari dell'alone si raccorda con una più generale differenza nelle caratteristiche delle strutture stellari che compongono la Galassia, come portata alla luce dallo studio della dinamica degli oggetti stellari di campo, non appartenenti cioè ad ammassi. Per discutere questo punto è da premettere che il Sole, in quanto stella del disco, ruota attorno al centro galattico, con una velocità di circa 220 km/sec, compiendo dunque un'intera orbita in circa 200 milioni di anni. Le stelle nei dintorni del Sole che partecipano alla rotazione del Sole attorno al centro galattico, e che hanno quindi piccole velocità relative al Sole, hanno sempre metallicità simili a quelle solari. Il disco è peraltro attraversato anche dalle orbite di stelle di alone che non partecipano alla rotazione del disco e che nei pressi del Sole si manifestano come un gruppo di stelle ad alta velocità, conseguenza del moto riflesso del Sole. Queste stelle di alone risultano sempre di piccola massa (e quindi a lunga vita media) e tipicamente sottoabbondanti in metalli, collocandosi nel diagramma CM al di sotto della MS, nel gruppo delle subnane.

Sommando tali evidenze a quelle fornite dagli ammassi stellari si conclude che gli oggetti stellari, indipendentemente dalla loro appartenenza ad ammassi, possono dividersi in “famiglie” caratteristiche per la loro collocazione galattica, per l'età, per il contenuto in metalli e per la morfologia dei rispettivi ammassi stellari. A tali caratteristiche si associa anche una ulteriore differenza in stelle che mostrano una regolare e periodica variazione di luminosità (stelle variabili). Nelle stelle di alone appaiono infatti variabili di tipo RR Lyrae, con periodo minore di un giorno, mentre nel disco si trovano solo variabili Cefeidi, con periodo molto più lungo, sino ad alcuni mesi.

Si giunge così al concetto di popolazioni stellari galattiche, secondo lo schema:

* Popolazione I – disco galattico: stelle giovani (giganti blu), abbondanza solare, ammassi aperti, variabili Cefeidi.

* Popolazione II – alone galattico: stelle anziane (giganti rosse), povere di metalli, ammassi globulari, variabili RR Lyrae.

Tale schematizzazione non deve peraltro essere riguardata come una evidenza per una netta bimodalità nelle popolazioni stellari della Galassia. Essa rappresenta invece i due casi estremi ed evidenti di una più graduale distribuzione delle proprietà stellari al variare della collocazione galattica. Gradualità che si riflette nel definire una Popolazione estrema od intermedia ed una Popolazione I di disco, vecchia o estrema, in ordine di crescente metallicità, crescente appiattimento sul disco e decrescente età. Distribuzione che è evidentemente da collegarsi alla storia dinamico-chimica della materia nella galassia medesima.

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La Grande Nube di Magellano (Crediti: NASA)

E' da notare che le popolazioni stellari così definite descrivono le caratteristiche del sistema alone-disco nella nostra Galassia con categorie non necessariamente estendibili a tutti gli altri sistemi stellari. Nello stesso nucleo galattico troviamo infatti, ad esempio, ammassi globulari antichi ma ricchi di metalli, e nelle vicine Nubi di Magellano troviamo invece ammassi globulari giovani ma poveri di metalli, che non rientrano nelle precedente classificazione. Il concetto di popolazione stellare può mantenere una sua generalità quando si svincoli dall'età collegandolo esclusivamente al contenuto in elementi pesanti, cioè alla distanza genetica che separa la formazione di una popolazione stellare dalla materia priva di metalli emersa dal Big Bang (vedi 1.5). In questa accezione, nel nucleo galattico potremo allora parlare di una popolazione I vecchia e nelle Nubi di Magellano di ammassi di popolazione II giovani.


c01/p04.txt · Ultima modifica: 09/01/2020 12:25 da marco