c06:giganti_rosse_piccola_massa
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== 6.3 Giganti Rosse di piccola massa: primo " | ||
+ | |||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | L' | ||
+ | Rossa presenta ulteriori e rilevanti caratteristiche che meritano | ||
+ | di essere esaminate in dettaglio anche perchè se ne ricavano | ||
+ | ulteriori opportunità di possibili e talora soprendenti | ||
+ | riscontri osservativi. La Fig. 6.9 mostra l' | ||
+ | della massa del nucleo di elio e della profondità dell' | ||
+ | convettivo in funzione della luminosità della struttura. I dati | ||
+ | in figura mostrano come per luminosità maggiori o dell' | ||
+ | logL$\sim$ l.5 si manifesti una correlazione tra luminosità e | ||
+ | massa del nucleo di elio, largamente indipendente dai parametri | ||
+ | evolutivi della struttura. La massa del nucleo di elio fissa | ||
+ | quindi con buona approssimazione la luminosità, | ||
+ | l' | ||
+ | struttura. | ||
+ | |||
+ | La stessa figura mostra come la convezione dell' | ||
+ | raggiunga alla sua massima estensione una frazione di massa M$_r | ||
+ | \sim$ 0.3, interessando dunque strati parzialmente elaborati | ||
+ | nuclearmente nel corso della combustione centrale di idrogeno che. | ||
+ | a causa della bassa dipendenza dalla temperatura della catena pp, | ||
+ | ha interessato una porzione relativamente vasta della struttura. | ||
+ | Ne segue che il rimescolamento convettivo arricchirà la | ||
+ | superficie della stella con elio prodotto dalle combustioni, | ||
+ | producendo nel contempo una discontinuità nelle abbondanze di | ||
+ | elio e di idrogeno in corrispondenza del limite inferiore | ||
+ | raggiunto dalla convezione (Fig. 6.8). | ||
+ | |||
+ | Per la prima volta nella sua storia la stella subisce quindi un | ||
+ | " | ||
+ | prodotti delle combustioni interne. Tale dredge up, oltre che a | ||
+ | portare in superficie elio, altererà anche l' | ||
+ | superficiale di elementi secondari che, se pur coinvolti in | ||
+ | reazioni nucleari scarsamente efficienti ed energeticamente | ||
+ | trascurabili, | ||
+ | stella di modificare lentamente la loro abbondanza originaria. Ci | ||
+ | si attende così che nelle atmosfere di giganti di piccola massa | ||
+ | si riduca l' | ||
+ | 30\%, e che si raddoppi $^{14}$N come conseguenza di una sia pur | ||
+ | modesta efficienza delle reazioni CNO in una vasta regione | ||
+ | interna. Lo sviluppo del dredge up è quindi un segnale di | ||
+ | evoluzione interna che raggiunge la superficie della stella dove | ||
+ | può essere rivelato ed analizzato spettroscopicamente. | ||
+ | |||
+ | Il dredge up, creando una discontinuità nell' | ||
+ | idrogeno, finisce inoltre col produrre un ulteriore fenomeno | ||
+ | osservabile. La Fig. 6.9 mostra infatti come al | ||
+ | crescere in massa del nucleo di elio la convezione venga respinta | ||
+ | verso l' | ||
+ | la shell di combustione che finisce necessariamente col | ||
+ | raggiungere la zona della discontinuità. I modelli | ||
+ | che quando la shell incontra la discontinuità, | ||
+ | reagisce diminuendo leggermente la luminosità ($\Delta$logL | ||
+ | $\sim$ 0.03) per riprendere la sua regolare ascesa sul ramo delle | ||
+ | giganti dopo essersi adattata alla nuova abbondanza di idrogeno. | ||
+ | Vi è dunque un breve tratto del ramo delle giganti che viene | ||
+ | percorso in totale tre volte, e nel quale le stelle spendono | ||
+ | quindi un tempo eccezionalmente lungo rispetto ai tempi con i | ||
+ | quali vengono percorsi gli altri tratti del ramo. | ||
+ | Corrispondentemente ci si attende che ciò venga segnalato da una | ||
+ | anomala sovrabbondanza di stelle, puntualmente osservata nei | ||
+ | diagrammi osservativi degli amassi globulari (Fig. 6.10), | ||
+ | cui viene dato il nome di //Red Giant Bump//. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** Fig. 6.8 ** Andamento schematico della abbondanza di | ||
+ | idrogeno in una struttura di piccola massa dopo il primo " | ||
+ | up". | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** Fig. 6.9 ** Evoluzione temporale della massa del | ||
+ | nucleo di He (Me) e della profondità dell' | ||
+ | (Mce) in funzione della luminosità della struttura per alcuni | ||
+ | modelli di Gigante Rossa. I numeri tra parentesi riportano, | ||
+ | nell' | ||
+ | metallicità dei modelli | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Per portare tale problematica in forma quantitativa possiamo | ||
+ | definire | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | $$ \tau = \frac{\Delta t}{\Delta logL} \sim \frac {dt}{dlogL}$$ | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | tempo " | ||
+ | un tratto il Ramo delle Giganti, inverso di una corrispondente | ||
+ | velocità evolutiva. Dai modelli stellari si ricava, fuori dal | ||
+ | bump, log$\tau \sim$ logL. Si può mostrare che tale | ||
+ | proporzionalità discende dall' | ||
+ | del nucleo-luminosità// | ||
+ | discontinuità introduce in questa regolare dipendenza un | ||
+ | temporaneo allungamento dei tempi evolutivi. I risultati dei | ||
+ | calcoli evolutivi, come riportati in Fig. 6.11, indicano | ||
+ | che luminosità e consistenza del bump dipendono dalla massa e | ||
+ | dalla composizione chimica della stella evolvente. Dai dati in | ||
+ | figura si ricava in particolare che la luminosità decresce al | ||
+ | diminuire dell' | ||
+ | metallicità, | ||
+ | Fig.6.8. La luminosità del bump decresce inoltre anche al | ||
+ | diminuire della massa. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 6.10 ** Diagramma CM dell' | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** Fig. 6.11 ** Logaritmo dei tempi specifici $\tau$ in | ||
+ | funzione di logL per una Gigante Rossa di 0.8 M$_{\odot}$ per tre | ||
+ | modelli con le indicate abbondanze originali di idrogeno (X) e dÏ | ||
+ | metalli (Z). Per ogni modello sono indicati i " | ||
+ | prodotti dall' | ||
+ | discontinuità chimica. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Notiamo infine che una Gigante Rossa approssima ma non realizza a | ||
+ | pieno una struttura completamente convettiva. Conseguentemente è | ||
+ | quindi improprio, anche se diffuso, identificare la traccia di una | ||
+ | gigante con la relativa traccia di Hayashi. Più propriamente | ||
+ | diremo che un gigante si colloca su una isoconvettiva | ||
+ | corrispondente al limite effettivo della convezione dato dalla | ||
+ | massa del nucleo di elio. Da tali considerazioni discende anche | ||
+ | che la collocazione della traccia di gigante NON dipende dai | ||
+ | meccanismi di combustione dell' | ||
+ | del nucleo di elio e dalle caratteristiche (massa e composizione | ||
+ | chimica) dell' | ||
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+ | ~~DISQUS~~ | ||