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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 10-8 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.
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.
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.
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.
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).
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.
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