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+====== A6.2 Stelle deficienti o prive di metalli. La Popolazione III ======
+<WRAP justify>
+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 [[wp.it>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<sup>-4</sup>,
+stelle prive o poverissime di metalli devono essersi formate,
+popolando a tutt'oggi l'[[wp.it>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 [[wp.it>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 [[wp.it>Ciclo_del_carbonio-azoto|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.
+\\
+\\
+{{:c06:figura_06_18.jpg?500}}
+\\
+** 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.
+\\
+\\
+{{:c06:figura_06_19.jpg?500}}
+\\
+** 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 [[wp.it>Catena_protone-protone|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 10<sup>8</sup> 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 10<sup>8</sup> 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 10<sup>8</sup> 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 [[wp.it>Popolazioni_stellari#Popolazione_III|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.
+\\
+\\
+{{:c06:figura_06_20.jpg?450}}
+\\
+** 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. M<sub>CC</sub> e
+L<sub>pp</sub> rappresentano rispettivamente la frazione di massa nel
+nucleo convettivo e la frazione di luminosit prodotta dalla
+combustione pp.
+\\
+\\
+^ Z ^ logL ^ logT<sub>e</sub> ^ M<sub>cc</sub> ^ L<sub>pp</sub> ^ logT<sub>c</sub> ^ <tex>log$\rho_c$</tex> ^
+| 0   | 3.76 | 4.61 |  0.16 | 1.00 | 7.82 | 2.04 |
+| 10<sup>-8</sup>   | 3.74 | 4.59 | 0.36  | 0.87 |7.79  | 1.92 |
+| 10<sup>-6</sup>   |3.73 | 4.55  | 0.38  | 0.16 | 7.71 | 1.70 |
+| 10<sup>-5</sup>   | 3.73| 4.51  | 0.38   | 0.05 | 7.66 | 1.53 |
+| 4 10<sup>-4</sup> | 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<sup>-4</sup> 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<sup>-5</sup> 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<sup>-8</sup> 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<sup>-4</sup>
+a Z=10<sup>-8</sup> 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.
+</WRAP>
+\\
+----
+~~DISQUS~~