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c06:isocrone_di_ammasso

6.4 Linee evolutive e isocrone di ammasso. La "Red Giant Transition"

Le considerazioni evolutive sin qui svolte ci pongono in grado di predire l'evoluzione di una struttura stellare lungo tutta la sua fase di combustione di H una volta che ne sia stata fissata la massa e la composizione chimica originaria. Tali predizioni consentono di procedere alla ricostruzione della distribuzione nel diagramma HR di stelle in ammassi stellari, per le quali è lecito assumere (almeno in prima approssimazione) una comune età e composizione chimica. Si dovrà a tale scopo identificare il luogo del diagramma HR ove si distribuiscono stelle con prefissata composizione chimica al variare della massa e per ogni prefissata età dell'ammasso. Il luogo cosi identificato prende il nome di isocrona.

La costruzione di un isocrona resta collegata al calcolo di un sufficiente campione di tracce evolutive al variare della massa stellare, cosi da ricavare tramite opportune interpolazioni delle relazioni L(M,t) e Te(M,t) fornite dalle tracce stellari l'andamento dei due parametri L e Te in funzione della massa per ogni prefissata età. La Fig. 6.12 mostra un esempio dei risultati di tali procedure, dal quale si riconosce come le isocrone, pur conservando una stretta analogia con le tracce evolutive, siano cosa essenzialmente diversa. Poichè al crescere della masse diminuiscono i tempi evolutivi, una tipica isocrona sarà formata dalle masse minori ancora in sequenza principale per avere tempi evolutivi di sequenza maggiori della fissata età, ed un ristretto intervallo di masse che si distribuiscono nelle fasi fuori sequenza. All'avanzare della fase evolutiva cresce in generale la velocità di evoluzione, intesa come velocità con la quale viene percorsa l'ascissa curvilinea del cammino evolutivo. Di conseguenza diminuisce il gradiente di massa lungo l'isocrona e l'isocrona stessa finisce col coincidere con la traccia evolutiva della tipica massa in fase di evoluzione avanzata.

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Fig. 6.12 Linee evolutive (punti) per una prefissata composizione chimica e per gli indicati valori delle masse. Le linee mostrano le corrispondenti isocrone, per quattro diverse età (in miliardi di anni).

Nel caso di isocrone popolate da piccole masse (età superiori a qualche miliardo di anni) ciò avviene circa in corrispondenza della base del ramo delle giganti rosse (RGB=Red Giant Branch): non solo per tale ramo ma anche per tutte le successive fasi di combustione nucleare è lecito confondere l'isocrona con la traccia evolutiva e, in tal caso, assumere che il popolamento dell'isocrona sia proporzionale ai relativi tempi evolutivi ($\rightarrow$ A6.5). Il popolamento della Sequenza Principale risulta invece governato dalla distribuzione delle masse, distribuzione che tornerà a governare anche il popolamento della fase finale di raffreddamento delle Nane Bianche, che giunge nuovamente a coprire lunghi tempi evolutivi.

La Fig. 6.13 riporta a titolo di esempio un fascio di isocrone calcolate per diverse età nell'intervallo 5-24 miliardi di anni. E' immediato riconoscere come tali isocrone rendano pienamente conto - almeno qualitativamente- di una parte notevole della distribuzione nel diagramma CM osservate negli ammassi globulari, che deve quindi essere interpretata come evidenza di stelle in fase di combustione di idrogeno, al centro e in shell. La variazione delle isocrone con il tempo rappresenta un “orologio” con cui potremo valutare l'età degli ammassi stellari, orologio calibrabile tramite la luminosità del punto di massima temperatura efficace (punto di Turn Off) segnalato in figura. Si preferisce la luminosità perché la temperatura efficace, altra possibile scelta, è affetta dalle incertezze sul trattamento della convezione superficiale superadiabatica. Da un punto di vista della modellistica stellare notiamo che al crescere dell'età diminuisce la massa delle giganti e il ramo delle giganti sÏ sposta leggermente verso le minori temperature, in accordo con la già discussa dipendenza della traccia di Hayshi dalla massa. La presenza nei diagrammi osservativi delle ulteriori fasi di Ramo Orizzontale (HB) e di Ramo Asintotico(AGB) viene ora automaticamente a configurarsi come evidenza di fasi successive alla combustione dell'idrogeno, dunque alle fasi di combustione dell'elio.

Il Ramo delle Giganti segnala l'instaurarsi della degenerazione elettronica nei nuclei di elio nella fase di combustione a shell dell'idrogeno e segnala quindi nel contempo, la presenza sul ramo di stelle di piccola massa e di conseguenza una età dell'ammasso di almeno qualche miliardo di anni. Troviamo cosi conferma all'ipotesi di lavoro avanzata giusto all'inizio della nostra indagine secondo la quale “rosso significa vecchio”. Ammassi o, più in generale, popolazioni stellari giovani non producono rami di giganti e vi dominano stelle blu di Sequenza Principale. All'aumentare dell'età diminuisce la massa evolvente e, allorchè si raggiunge la massa critica per la degenerazione dei nuclei di elio, appare il ramo delle giganti. Si ha così una rapida transizione a popolazioni dominate da giganti a bassa temperatura, designata in letteratura come la Red Giant Transition.

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Fig. 6.13 Linee isocrone per le fasi di combustione di H. Le isocrone sono ordinate da 1 a 19 e per ogni isocrona è riportatata l'età in 1010 anni.

Sulla base di una approfondita valutazione dell'andamento delle isocrone teoriche, trasportate nel piano osservativo Colore-Magnitudine, si sviluppano i programmi interpretativi che consistono, in linea generale, nell'identificare l'isocrona che rende ragione della distribuzione osservatÏva, ricavando cosi indicazioni non solo sull'età ma anche su altri importanti parametri degli ammassi. A titolo di esempio anticipiamo in Fig. 6.14 un esempio del confronto teoria osservazione dal quale si ricava per l'ammasso globulare M5 un età di $\sim$ 12 Gyr e un modulo di distanza (m-M)$_V \sim$ 14.6 mag. E' d'uso inoltre identificare nelle isocrone tutta una serie di parametri con chiara corrispondenza osservativa e larga affidabilità teorica, quale ad esempio la luminosità del Turn Off, da cui ottenere informazioni sullo stato evolutivo di un ammasso.

Nella pratica si tende a indagare il maggior numero possibile di relazioni teorico osservative non soltanto per sopperire a possibili indeterminazioni teoriche (quali quelle sulla temperatura efficace delle Giganti Rosse) ma anche per sincerarsi attraverso la ridondanza del sistema, della piena adeguatezza del quadro teorico, garantendo la congruità di tutti gli ingredienti fisici che sono alla base delle valutazioni evolutive. In questo senso le stelle finiscono col fornirci informazioni non solo sulla loro stessa storia, ma anche sulle leggi fondamentali della fisica e sulla conseguente efficienza di meccanismi fisici quali le reazioni nucleari, le interazioni deboli e cosi di seguito. Di particolare rilevanza è anche l'uso delle strutture stellari per porre condizioni alle possibili evoluzioni verso la “nuova fisica” richiesta dall'evidenza di una massa dei neutrini. Così, ad esempio, l'evidenza osservativa ha consentito di dedurre dalle strutture stellari un limite superiore di 1011magnetoni di Bohr al momento magnetico del neutrone, perfezionando i limiti di laboratorio.

Osserviamo infine che, ove sia assegnata una distribuzione di massa iniziale, attraverso le isocrone è facile ricavare non solo il luogo geometrico della distribuzione delle stelle nel diagramma HR (e CM) ma anche la distribuzione delle singole stelle lungo tale luogo, costruendo quelli che nel seguito indicheremo come Diagrammi HR Sintetici.

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Fig. 6.14 Confronto tra le isocrone teoriche e la osservata distribuzione nel diagramma CM delle stelle nell'ammasso globulare galattico M5.


c06/isocrone_di_ammasso.txt · Ultima modifica: 05/10/2017 09:42 da marco