Strumenti Utente

Strumenti Sito


c06:popolazione_tre

A6.2 Stelle deficienti o prive di metalli. La Popolazione III

Il quadro generale delle fasi di combustione dell'idrogeno tracciato per le varie popolazioni stellari risulta sensibilmente modificato quando si considerino strutture stellari estremamente povere o addirittura del tutto prive di metalli. Non è questa peraltro una pura esercitazione numerica: se - come fondatamente riteniamo - la materia emersa dal Big Bang era priva di elementi pesanti, la prima generazione stellare da essa formatasi doveva necessariamente essere composta da stelle di puro idrogeno-elio. Anche se i processi di arricchimento hanno infine portato la stragrande maggioranza delle stelle della nostra galassia a possedere metallicità superiori o dell'ordine di Z = 10-4, stelle prive o poverissime di metalli devono essersi formate, popolando a tutt'oggi l'alone galattico ove si sono osservate sia pur rare stelle con metallicità inferiore a quella degli ammassi globulari, sino a Z $\sim$ 10$^{-7}$.

Lo studio di queste strutture deficienti in metalli appare quindi di grande rilevanza quando si vogliano ricostruire le caratteristiche evolutive delle popolazioni stellari che, con la loro esistenza, hanno dato inizio all'evoluzione chimica della materia galattica. Per comprendere la peculiarità delle stelle prive di metalli, è utile innanzitutto richiamare le ragioni della larga similarità dell'evoluzione in fase di combustione di idrogeno al variare del contenuto originario di metalli anche di ordini di grandezza nelle Popolazioni I e II. La presenza dei metalli influisce sulle strutture stellari attraverso, essenzialmente, i coefficienti di opacità e di generazione di energia. Al variare dei metalli le variazioni di opacità possono essere sensibili ma non drammatiche perché anche in assenza di metalli permangono tutti i meccanismi di opacità collegati in ogni caso all'idrogeno ed all'elio. Nè sono drammatiche, in genere, le conseguenze della variata efficienza del ciclo CNO: stante l'alta dipendenza del ciclo dalla temperatura, le strutture reagiscono ad una diminuzione degli elementi CNO incrementando modestamente le temperature centrali sino a recuperare il soddisfacimento del fabbisogno energetico.

figura_06_18.jpg
Fig. 6.18 Andamento delle temperature centrali in funzione della massa per stelle di MS prive di metalli. La linea continua mostra le temperature ricavate sotto la condizione di pura combustione pp. La linea a punti indica la modifica causata dalla produzione di carbonio tramite reazioni 3$\alpha$. La linea a tratti indica le temperature centrali per stelle di normali popolazioni.

figura_06_19.jpg
Fig. 6.19 Tracce evolutive per stelle di piccola massa e per i due indicati valori di metallicità.

Quest'ultimo meccanismo è quello che viene a cadere quando si assumano strutture stellari totalmente prive di metalli. La catena pp resta di fatto l'unica possibile sorgente di energia e le stelle in fase di presequenza dovranno necessariamente continuare a contrarre fino a raggiungere temperature tali da estrarre da questa catena di reazioni il loro intero fabbisogno energetico. Le conseguenze, come illustrate in Fig. 6.18 possono diventare drammatiche. Al crescere della massa, l'aumento delle temperature centrali non è più “calmierato” dall'intervento del ciclo CNO e la temperatura continua a crescere sino a raggiungere, attorno alle 15 M$_{\odot}$, i 108 K, cioè la temperatura di innesco delle reazioni 3$\alpha$. All'ulteriore crescere della massa si manifesta un fenomeno del tutto nuovo, peraltro qualitativamente prevedibile. A 108 K inizia infatti la combustione 3$\alpha$ che fornisce carbonio il quale, a sua volta, abilita il ciclo CNO, riducendo il fabbisogno di temperatura. La produzione di carbonio cessa solamente quando l'efficienza del ciclo riporta la temperatura sotto la soglia delle reazioni 3$\alpha$. La conseguenza finale è che, all'ulteriore crescere della massa la temperatura tende a stabilizzarsi attorno ai 108 K mentre aumenta la quantità di carbonio prodotto e messo a disposizione delle regioni centrali convettive.

E' questo il primo manifestarsi di un fenomeno generale che caratterizza l'evoluzione in fase di idrogeno delle stelle prive di metalli: ogniqualvolta in fase di combustione di idrogeno l'evoluzione tende a portare le temperature oltre la soglia di innesco delle 3$\alpha$ interviene la produzione di carbonio che stabilizza la temperatura. Fenomeni simili sono attesi anche in strutture in cui il CNO sia estremamente sottoabbondante. Nel seguito definiremo come strutture di Popolazione III tutte quelle strutture prive o sottoabbondanti di metalli nella cui evoluzione si manifestano fenomeni di combustione contemporanea H-He, separandole così da strutture anche molto povere di metalli (estrema Pop. II) la cui evoluzione segue le generali prescrizioni ricavate per le stelle di Pop. I e Pop. II.

figura_06_20.jpg
Fig. 6.20 Effetto di metallicità sull'evoluzione fuori sequenza di stelle di piccola massa.

Tab. 3 Andamento di variabili strutturali per una stella di MS di 10 M$_{\odot}$ al variare della metallicità. MCC e Lpp rappresentano rispettivamente la frazione di massa nel nucleo convettivo e la frazione di luminosit prodotta dalla combustione pp.

Z logL logTe Mcc Lpp logTc <tex>log$\rho_c$</tex>
0 3.76 4.61 0.16 1.00 7.82 2.04
10-8 3.74 4.59 0.36 0.87 7.79 1.92
10-6 3.73 4.55 0.38 0.16 7.71 1.70
10-5 3.73 4.51 0.38 0.05 7.66 1.53
4 10-4 3.72 4.47 0.36 0.01 7.56 1.25



Una notevole caratteristica delle stelle sottoabbondanti in metalli riguarda le dimensioni dei nuclei convettivi. Al diminuire della metallicità da valori solari a Z = 10-4 la luminosità delle stelle di MS tende ad aumentare, con il conseguente e già ricordato aumento dei nuclei convettivi. Al continuo diminuire della metallicità deve crescere sempre più il contributo della catena pp che, al limite Z=0, è l'unica efficiente. Sappiamo peraltro che la combustione pp tende a deprimere le dimensioni dei nuclei convettivi. La conseguenza che attorno a Z =10-5 i nuclei convettivi raggiungono un massimo per poi decrescere con continuità sino a raggiungere un pronunciato minimo per Z = 0 (Tabella 3). Constateremo nei prossimi capitoli come tali variazioni abbiano importanti conseguenze sul destino finale delle stelle. La Fig. 6.19 mostra gli effetti della sottoabbondanza metallica in stelle di piccola massa. La scomparsa della fase di overall contraction testimonia la scomparsa dei nuclei convettivi, così che per Z = 10-8 anche una stella di 2.5 M$_{\odot}$ si comporta come una struttura di MS inferiore.

L'influenza di Z sulla caratteristiche dell'evoluzione fuori sequenza è infine mostrata in Fig. 6.20: si verifica come la diminuzione del contenuto metallico da Z = 10-4 a Z=10-8 non influenzi ormai in maniera sensibile nè la posizione di Sequenza Principale nè la collocazione delle Giganti Rosse. Ciò è da collegarsi alla scarsa influenza che ormai i metalli hanno sulla opacità della materia, influenza che attorno a Z $\sim$ 10$^{-5}$ - 10$^{-6}$ diviene del tutto trascurabile. Le diverse modalità di uscita dalla Sequenza Principale e di evoluzione di subgigante corrispondono invece a necessità della struttura chiaramente interpretabili. In stelle di piccola massa lo spostamento della struttura verso la sua traccia di Hayashi corrisponde all'instaurarsi di un efficiente combustione a shell tramite CNO. Minore l'abbondanza di questi elementi più la stella deve aspettare ad eseguire il passaggio evolvendo nei pressi della sequenza principale. E' questa una prima indicazione diretta dell'effetto di variazioni di abbondanza degli elementi CNO in stelle della SPI. Si noti infine come la luminosità cui avviene il flash vada progressivamente decrescendo con Z, in corrispondenza delle crescenti temperature interne.

Nello scenario in precedenza adottato, le tracce evolutive nella Fig. 6.19 sono da riguardarsi come evoluzioni di normale ed estrema popolazione II. Stelle di 0.9 M$_{\odot}$ con Z=0 sono invece costrette a produrre carbonio quando ancora al centro residua idrogeno, e percorrono il ramo delle giganti con una shell di idrogeno parzialmente alimentata dal carbonio prodotto attraverso reazioni 3$\alpha$. Tra i problemi particolari posti dall'integrazione di strutture di Popolazione III citiamo infine la necessità di riguardare alle alte temperature l'$^3$He come un vero e proprio elemento secondario, stanti i brevi tempi di equilibrio. Questo elemento non deve quindi essere rimescolato nelle zone convettive interne. Trascurare questa avvertenza provocherebbe una abbondanza spuria di $^3$He al centro della stella, da cui un fittizio incremento della produzione di energia ed un conseguente aumento dei nuclei convettivi.



c06/popolazione_tre.txt · Ultima modifica: 05/10/2017 09:59 da marco