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c07:a02_perdite_di_massa

A7.2. Perdite di massa: Giganti Rosse, Blue HB, AGB Manqué e Hot Flasher

Vi è oggi un generale accordo sul fatto che le strutture stellari nel corso della loro evoluzione siano soggette a non trascurabili fenomeni di perdita di massa. Osservazioni dirette di tale fenomeno riposano sull'evidenza di gas diffuso emergente dalla struttura, come data - ad es. - dalla presenza di righe di emissione nella banda ottica o da emissione infrarossa. Le misure, spesso di non facile interpretazione, suggeriscono che la perdita di massa sia particolarmente efficiente tra le Giganti Rosse, raggiungendo e forse superando valori di 10-8 M$_{\odot}$/anno. Nel caso di giganti di ammassi globulari sono state riportate evidenze di perdita di massa dell'ordine di 10$^{-9}$ M$_{\odot}$/anno, cioè giusto dell'ordine di grandezza adatto per perdere durante la fase di Gigante Rossa quei pochi decimi di massa solare richiesti dalle caratteristiche osservative dei rami orizzontali.

Pur non esistendo al presente una chiara interpretazione del meccanismo fisico che sovraintende a tale fenomeno, le osservazioni sembrano indicare come la perdita di massa cresca sensibilmente al crescere della luminosità della struttura. Su tali basi è spesso utilizzata una formula empirica per il valore di tale perdita:

$$\dot M = -4 \ 10^{-13} \eta_R \frac{L}{gR} \ \ \ {\rm M_{\odot}/anno \ \ ( Formula \ di \ Reimers})$$

dove la luminosità, il raggio e la gravita superficiale sono in unità solari ed $\eta_R$ è un parametro libero che dovrebbe variare tra 1/3 e 3.

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Fig. 7.26 Linee isoacutiche L$_{ac}$/L = cost nel diagramma HR per una stella di 0.6 M$_{\odot}$, Y=0.1, Z=10$^{-3}$, mixing length $l$=1.5 H$_P$. Per confronto sono mostrate la posizione della Sequenza Principale, la linea evolutiva di una struttura di 1.1 M$_{\odot}$ e la traccia di Hayashi per l'assunta composizione chimica.

Nel tempo si sono peraltro susseguite una gran varietà di formulazioni sie empiriche che basate sulla postulata efficienza di meccanismi fisici quali la pressione di radiazione sugli strati atmosferici. Citiamo, a titolo di esempio, la proposta correlazione tra perdita di massa ed i flussi acustici presenti negli inviluppi convettivi turbolenti, ipotizzando che da tali flussi si origini l'energia utilizzata dal gas per sfuggire alla attrazione gravitazionale. In effetti si ricava che la topologia di questi flussi nel diagramma HR (Fig. 7.26), così come ricavabile da integrazioni analoghe a quelle usate per ricavare le linee isoconvettive e la traccia di Hayashi (–> 5.4), mostra una almeno qualitativa corrispondenza con quanto atteso per l'efficienza della perdita di massa.

Assumendo una perdita di massa proporzionale al rapporto tra la luminosità acustica e l'energia gravitazionale

$$ \dot M = - \eta_{FPR} \frac{R}{GM} L_{ac} \ \ \ ({\rm Formula \ di \ Fusi \ Pecci-Renzini})$$

dove $\eta_{FPR}$ è un parametro di efficienza. Tarando tale formula per il caso solare ($\dot M_{\odot} \sim 10^{-14} M_{\odot}/anno$) la formula fornisce previsioni che si accordano almeno qualitativamente bene con la formula empirica di Reimers.



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Fig. 7.27 Diagrammi CM per un campione di Ammasi Globulari galattici, ordinati per crescente metallicità.

Restando nel campo delle piccole masse, la Fig. 7.27 riporta i diagrammi CM per un campione di Ammassi Globulari galattici, ordinati per metallicità crescente. Sia pur con alcune eccezioni, sulle quali dovremo tornare nel seguito, si riscontra una generale correlazione tra metallicità Z e Ramo Orizzontale, con le stelle di HB che si spostano verso minori temperature efficaci all'aumentare dellla metallicità. Un tale andamento può essere compreso osservando che all'aumentare di Z per ogni prefissata età aumenta la massa delle Giganti Rosse al flash e diminuisce nel contempo la massa delle stelle di HB ad una prefissata temperatura efficace (aumenta l'efficienza della shell di H!), ambedue queste variazioni andando nel senso di produrre HB più rossi.

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Fig. 7.28 Distribuzioni teoriche nel diagramma CM per ammassi con età 15 Gyr e per le indicate assunzioni sulla metallicità Z. Si è assunto $\eta_R$ = 0.4.

La Fig. 7.28 mostra come utilizzando la formula di Reimers con parametro $\eta_R$=0.4 le predizioni teoriche forniscano diagrammi CM in buon accordo con tale andamento generale. La presenza di alcuni HB con eccezionali “Code Blu” è peralro evidenza che in quegli ammassi alcune stelle di HB hanno subito un ingente ed eccezionale perdita di massa, sino a perdere la quasi totalità dell'inviluppo idrogenoide. “In passing”, si noti che il brusco crollo di luminosità degli HB alle alte temperature è un artefatto dell'intervento della correzione bolometrica. Vedremo nel prosieguo come nell'ultravioletto le stelle più blu di Ramo Orizzontale (EHB= Extremely Blue HB) siano addirittura le più luminose dell'intero ammasso.

La Fig. 7.29 mostra un fascio di tracce evolutive per modelli che iniziano la fase di combustione di He a varie temperature efficaci di ZAHB. Si noti come modelli a temperatura molto alta, quindi con inviluppi estremamente tenui e shell di idrogeno poco efficienti, al termine della fase di combustione centrale di elio non riescano a spostarsi sul Ramo Asintotico, permanendo alle alte temperature da dove infine raggiungeranno direttamente la loro sequenza di raffreddamento come Nane di CO. A Tali strutture prendono il nome di AGB Manqué, e sono di grande importanza per il flusso UV (ultravioletto) che possono generare negli Ammassi Globulari e, più in generale, nelle antiche popolazioni stellari.

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Fig. 7.29 Tracce evolutive per la fase di combustione di elio per stelle con varie collocazioni di ZAHB, come causate da corrispondenti variazioni nella assunta quantità di massa persa dai progenitori RG.

Perdite di massa che portino la massa di un Gigante Rossa al di sotto della massa critica per l'innesco del nucleo di elio mancheranno la fase di Ramo Orizzontale. L'idagine evolutiva mostra che una Gigante Rossa riesce a completare la sua evoluzione sino al flash dell'elio solo nel caso che la perdita di massa non riduca in precedenza l'inviluppo al di sotto di un valore critico pari a circa 0.06 M$_{\odot}$. In corrispondenza di tale limite la shell di idrogeno inizia a risentire della mancanza di inviluppo e la stella cessa la sua ascesa, permanendo presso il Ramo delle giganti sino a ridurre l'inviluppo a $\sim$ 0.007 M$_{\odot}$, iniziando a questo punto una rapida contrazione che le porta sulla sequenza di raffreddamento sotto forma di Nane di He (Fig. 7.30).

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Fig. 7.30 Sequenze evolutive di Giganti Rosse che per eccesso di perdita di massa abbandonano il Ramo delle Giganti per raffreddarsi come Nane di He.

Esiste peraltro un piccolo intervallo di masse che, avendo abbandonato il ramo delle Giganti poco prima del flash, finisce con innescare il flash lungo la sequenza di raffreddamento. Tali strutture prendono il nome di Hot Flashers. Si ritiene che in tali strutture la particolare violenza del flash possa portare a fenomeni di rimescolamento che arricchiscono l'atmosfera delle strutture con He e C. A seguito di tale arricchimento le stelle dovrebbero mostrarsi nei diagrammi CM come un gruppo leggermente separato dalla normali stelle di HB.





c07/a02_perdite_di_massa.txt · Ultima modifica: 02/10/2017 11:08 da marco