c07:a03_rotazione_stellare
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== A7.3 Rotazione stellare. ZAHB rotazionali ====== | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | Non sorprendentemente, | ||
+ | il Sole ma anche le altre stelle | ||
+ | Evidenze per la rotazione stellare possono essere e sono ricavate | ||
+ | dall' | ||
+ | Doppler, qualora l'asse di rotazione della struttura non giaccia | ||
+ | lungo la linea visuale. La Fig. 7.31 riporta | ||
+ | l' | ||
+ | stelle di SP di varia massa. Si nota come al di sotto di | ||
+ | $\sim$ 2 M$_{\odot}$ si evidenzi una brusca diminuzione dello stato di | ||
+ | rotazione. Ciò viene posto in relazione con l' | ||
+ | zona di convezione superficiale e, con essa, di un vento solare in | ||
+ | grado di estrarre momento angolare dalla struttura, tramite | ||
+ | l' | ||
+ | ruotante originato dalla struttura medesima. A parziale riprova di | ||
+ | questa interpretazione vi è l' | ||
+ | l'età della struttura e le velocità di rotazione. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** Fig. 7.31 ** Andamento con la massa stellare delle | ||
+ | velocità equatoriali medie per stelle di Sequenza Principale. Le masse sono in | ||
+ | masse solari. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | La rotazione stellare è un possibile parametro evolutivo che | ||
+ | abbiamo sinora omesso nelle valutazioni strutturali, | ||
+ | esplicitamente la trascurabilità, | ||
+ | Ciò è confortato dall' | ||
+ | CM, nei quali non si manifestano gli effetti di un parametro | ||
+ | stocastico come ci si attende sia la rotazione stellare. | ||
+ | Valutazioni rigorose di strutture ruotanti sono peraltro | ||
+ | estremamente complesse, non fosse altro perchè, venendo a cadere | ||
+ | la simmetria sferica, sarebbe in linea di principio necessario | ||
+ | sviluppare codici di calcolo in coordinate cilindriche. | ||
+ | Valutazioni approssimate indicano che la rotazione tende a | ||
+ | raffreddare gli interni stellari. Si può comprendere tale | ||
+ | risultato osservando che la forza centrifuga va in parte a | ||
+ | bilanciare la gravità, diminuendo le richieste di temperatura | ||
+ | (energia cinetica). | ||
+ | |||
+ | Raffreddando l' | ||
+ | può influenzare l' | ||
+ | Rossa, ritardando il flash dell' | ||
+ | ZAHB provenienti da stelle ruotanti dovrebbero avere masse dei | ||
+ | nuclei di elio e perdite di massa maggiori di quanto atteso nel | ||
+ | caso canonico non rotante. L' | ||
+ | salvi ulteriori fenomeni legati alla rotazione, restando collegato | ||
+ | al maggior tempo passato in fase di Gigante Rossa. Al riguardo | ||
+ | sono state eseguite stime evolutive, sotto la condizione di | ||
+ | conservazione del momento angolare | ||
+ | Ciò implica un forte aumento di velocità angolare nei nuclei | ||
+ | di elio delle Giganti Rosse, stante le esigue dimensioni spaziali | ||
+ | cui tali nuclei si riducono. | ||
+ | |||
+ | In accordo con tali stime massa del nucleo di elio e luminosità | ||
+ | al flash seguono approssimativamente le relazioni | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | $$ M_c(\omega) \sim M_{c,0} + 1.44 \omega^{2.16}$$ | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | $$ log L_f \sim log L_{f,0} + 3.8 10^{-3} \omega^2 $$ | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | dove $M_{c,0}$ e $Log L_{f,0}$ rappresentano i valori canonici di | ||
+ | modelli non rotanti e $\omega$ è la velocità angolare dei | ||
+ | modelli di Sequenza Principale, data in rotazioni per giorno. E' da notare che per | ||
+ | $\omega \le$ 5 l' | ||
+ | resterebbe sostanzialmente inalterata, gli effetti di rotazione | ||
+ | rivelandosi solo nella fase di combustione di elio. | ||
+ | |||
+ | Dalle discusse proprietà topologiche dei modelli a doppia | ||
+ | sorgente di energia si ricava che l' | ||
+ | della perdita di massa agiscono entrambi nel senso di spostare un | ||
+ | modello dalla sua posizione canonica verso maggiori temperature | ||
+ | effettive, con modalità che dipendono dallo stato di rotazione | ||
+ | delle singole stelle e dalla relativa efficienza dei due | ||
+ | meccanismi citati. La situazione è illustrata dall' | ||
+ | topologico di Fig. 7.32. Se modeste variazioni sulla | ||
+ | velocità angolare $\omega$, tali cioè da non influenzare il | ||
+ | valore canonico di M< | ||
+ | perdita di massa, l' | ||
+ | si discosta da una ZAHB canonica, | ||
+ | $\eta$-ZAHB a sottolineare che la distribuzione è originata | ||
+ | esclusivamente da variazioni di efficienza nella perdita di massa. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 7.32** La collocazione nel diagramma HR di | ||
+ | sequenza di ZAHB sotto diverse assunzioni della relazione tra | ||
+ | perdita di massa e rotazione. La $\eta$-ZAHB rappresenta la ZAHB | ||
+ | canonica con massa variabili e massa del nucleo costante. La | ||
+ | $\omega$-ZAHB è il luogo di strutture con massa costante e | ||
+ | variabile massa del nucleo di He. I cerchietti aperti mostrano la | ||
+ | distribuzione attesa quando perdita di massa e rotazione sono | ||
+ | combinate secondo le prescrizioni fornite nel testo. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Se, all' | ||
+ | sensibilmente M< | ||
+ | stelle si distribuiranno lungo una sequenza caratterizzata dalle | ||
+ | condizioni M circa cost ma M< | ||
+ | indicate in figura come $\omega$-ZAHB. E' facile verificare che | ||
+ | per ogni assunta relativa efficienza dei due meccanismi le | ||
+ | possibili sequenze di ZAHB rotazionali devono restare comprese nel | ||
+ | cono avente vertice nel modello canonico non ruotante e avente | ||
+ | come limiti la $\eta$-ZAHB e la $\omega$-ZAHB | ||
+ | passanti per quel punto, discostandosi dalla $\eta$-ZAHB | ||
+ | tanto maggiormente quanto | ||
+ | minore è l' | ||
+ | |||
+ | Le attuali valutazioni dell' | ||
+ | dimensioni in massa del nucleo di elio e sulla perdita di massa | ||
+ | paiono indicare un bilanciamento tra questi due effetti, còme | ||
+ | mostrato nella stessa Fig. 7.32. Parrebbe potersi | ||
+ | obiettare che le stelle di ramo orizzontale sono stelle di piccola | ||
+ | massa che abbiamo trovato essere trascurabilmente ruotanti. Da un | ||
+ | lato però non abbiamo probanti informazioni sullo stato di | ||
+ | rotazione di tali stelle negli ammassi globulari, né sappiamo | ||
+ | quanto il meccanismo di frenamento discusso in precedenza agisca | ||
+ | in profondità. In effetti ciò che noi misuriamo è lo stato | ||
+ | di rotazione dell' | ||
+ | possibile residua rotazione dell' | ||
+ | valori della rotazione fosse all' | ||
+ | stelle lungo il Ramo Orizzontale verrebbe ad essere modificata la | ||
+ | relazione tra luminosità di HB e composizione chimica iniziale | ||
+ | così come ricavata dalle $\eta$-ZAHB ed alla base di molte | ||
+ | delle correnti elaborazioni teoriche dei dati osservativi. | ||
+ | </ | ||
+ | \\ | ||
+ | ---- | ||
+ | <fbl> | ||
+ | \\ | ||
+ | ~~DISQUS~~ |
c07/a03_rotazione_stellare.txt · Ultima modifica: 31/05/2023 14:51 da marco