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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== 1.4 La Galassia: evoluzione nucleare. Popolazioni stellari ====== | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | Il quadro che siamo andati delineando nei punti precedenti si | ||
+ | amplia quando si aggiungano le informazioni provenienti | ||
+ | dall' | ||
+ | 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' | ||
+ | massa) sotto forma di [[wp.it> | ||
+ | presenti gli elementi più pesanti , ma con la caratteristica che | ||
+ | negli ammassi dell' | ||
+ | ordini di grandezza meno abbondanti di quanto riscontrabile nelle | ||
+ | stelle di disco e, in particolare, | ||
+ | |||
+ | {{c01: | ||
+ | |||
+ | // | ||
+ | graficata | ||
+ | normalizzata ponendo l' | ||
+ | nota come l' | ||
+ | tutti gli altri elementi, fatta eccezione per l' | ||
+ | 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' | ||
+ | pesanti di quello dell' | ||
+ | (vedi A1.8), e di indicare con Z l' | ||
+ | tali elementi, cioè la massa che in un grammo di materia è | ||
+ | sotto forma di // | ||
+ | elio vengono rispettivamente indicate come X o Y, valendo per | ||
+ | definizione X+Y+Z =1. Utilizzando tale notazione, nella [[wp.it> | ||
+ | risulta indicativamente: | ||
+ | |||
+ | * **Alone: | ||
+ | * **Disco: | ||
+ | |||
+ | |||
+ | 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' | ||
+ | individuare nell' | ||
+ | |||
+ | L' | ||
+ | uniformità di composizione chimica. Ciò non solo conferma l' | ||
+ | superficiali, | ||
+ | l' | ||
+ | genere rimescolamenti profondi in grado di alterare macroscopicamente la composizione degli strati superficiali. | ||
+ | |||
+ | In questa luce, risulta quindi che una struttura stellare, all' | ||
+ | sull' | ||
+ | materia interstellare, | ||
+ | avvenimenti che ci conduca alla comprensione della storia della nostra Galassia in particolare e, più in generale, dell' | ||
+ | |||
+ | E' importante notare che la bassa metallicità degli ammassi globulari dell' | ||
+ | che non partecipano alla rotazione del disco e che nei pressi del Sole si manifestano come un gruppo di //stelle ad alta | ||
+ | velocità//, | ||
+ | media) e tipicamente sottoabbondanti in metalli, collocandosi nel | ||
+ | diagramma CM al di sotto della MS, nel gruppo delle // | ||
+ | |||
+ | Sommando tali evidenze a quelle fornite dagli ammassi stellari si conclude che gli oggetti stellari, indipendentemente dalla loro | ||
+ | appartenenza ad ammassi, | ||
+ | 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 ([[wp.it> | ||
+ | Nelle stelle di alone appaiono infatti | ||
+ | Lyrae]], con periodo minore di un giorno, mentre nel disco si | ||
+ | trovano solo variabili [[wp.it> | ||
+ | sino ad alcuni mesi. | ||
+ | |||
+ | |||
+ | Si giunge così al concetto di [[wp.it> | ||
+ | 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 // | ||
+ | galassia medesima. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | //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 [[wp.it> | ||
+ | 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' | ||
+ | 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 | ||
+ | [[wp.it> | ||
+ | galattico potremo allora parlare di una // | ||
+ | nelle Nubi di Magellano di //ammassi di popolazione II giovani// | ||
+ | </ | ||
+ | <fbl> | ||
+ | ---- | ||
+ | ~~DISQUS~~ |
c01/p04.txt · Ultima modifica: 10/05/2023 13:57 da marco