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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 <tex>Z $\sim$ 10$^{-7}$</tex>.
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 perchè 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.
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 <tex>3$\alpha$</tex>. La linea
a tratti indica le temperature centrali per stelle di normali
popolazioni.
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 <tex>15 M$_{\odot}$</tex>, i 108 K, cioè la
temperatura di innesco delle reazioni <tex>3$\alpha$</tex>. All'ulteriore
crescere della massa si manifesta un fenomeno del tutto nuovo,
peraltro qualitativamente prevedibile. A 108 K inizia infatti
la combustione <tex>3$\alpha$</tex> 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 <tex>3$\alpha$</tex>. 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 <tex>3$\alpha$</tex> 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.
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 <tex>10 M$_{\odot}$</tex> 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 = O, (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, cos\'i
che per Z = 10-8 anche una stella di <tex>2.5 M$_{\odot}$</tex> 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 <tex>Z $\sim$ 10$^{-5}$ - 10$^{-6}$</tex> 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 nelle
Fig. 6.19 e … sono da riguardarsi come
evoluzioni di normale ed estrema popolazione II. Stelle di 0.9
<tex>M$_{\odot}$</tex> 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 <tex>3$\alpha$</tex>. Tra i
problemi particolari posti dall'integrazione di strutture di
Popolazione III citiamo infine la necessità di riguardare alle
alte temperature l'<tex>$^3$He</tex> 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 <tex>$^3$He</tex> al centro della stella, da cui un fittizio incremento
della produzione di energia ed un conseguente aumento dei nuclei
convettivi.