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+====== 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<sup>-8</sup>
+<tex>M$_{\odot}$</tex>/anno. Nel caso di giganti di ammassi globulari sono
+state riportate evidenze di perdita di massa dell'ordine di
+<tex>10$^{-9}$ M$_{\odot}$</tex>/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:
+\\
+\\
+<tex>
+$$\dot M = -4 \ 10^{-13} \eta_R \frac{L}{gR} \ \ \ {\rm M_{\odot}/anno \ \  ( Formula \ di \ Reimers})$$
+</tex>
+\\
+\\
+dove la luminosità, il raggio e la gravita superficiale sono in
+unità solari ed <tex>$\eta_R$</tex> è un parametro libero che dovrebbe
+variare tra 1/3 e 3.
+\\
+\\
+{{:c07:figura07_26.jpg?450}}
+\\
+** Fig. 7.26 ** Linee isoacutiche  <tex>L$_{ac}$/L</tex> = cost nel
+diagramma HR per una stella di 0.6 <tex>M$_{\odot}$</tex>, Y=0.1,
+<tex>Z=10$^{-3}$</tex>, mixing length <tex>$l$=1.5 H$_P$</tex>. Per confronto sono
+mostrate la posizione della //Sequenza Principale//, la linea evolutiva di una
+struttura di <tex>1.1 M$_{\odot}$</tex> 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
+\\
+\\
+<tex>
+$$ \dot M = - \eta_{FPR} \frac{R}{GM} L_{ac} \ \ \    ({\rm Formula \ di  \ Fusi \ Pecci-Renzini})$$
+</tex>
+\\
+\\
+dove <tex>$\eta_{FPR}$</tex> è un parametro di efficienza. Tarando tale
+formula  per il caso solare (<tex>$\dot M_{\odot} \sim 10^{-14}
+M_{\odot}/anno$</tex>) la formula fornisce previsioni che si accordano
+almeno qualitativamente bene con la formula empirica di Reimers.
+\\
+\\
+{{:c07:figura07_27.jpg?800}}
+\\
+** 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 [[wp.it>Ammassi_globulari|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.
+\\
+\\
+{{:c07:figura07_28.jpg?500}}
+\\
+**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 <tex>$\eta_R$ = 0.4</tex>.
+\\
+\\
+La Fig. 7.28 mostra come utilizzando la formula di
+Reimers con parametro <tex>$\eta_R$=0.4</tex> 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.
+\\
+\\
+{{:c07:figura07_29.jpg?450}}
+\\
+** 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 <tex>M$_{\odot}$</tex>. 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 <tex>$\sim$ 0.007
+M$_{\odot}$</tex>, iniziando a questo punto una rapida contrazione che
+le porta sulla sequenza di raffreddamento sotto forma di  Nane di
+He (Fig. 7.30).
+\\
+\\
+{{:c07:figura07_30.jpg?450}}
+\\
+** 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.
+\\
+\\
+<fbl>
+----
+\\
+~~DISQUS~~