A8.2 La Red Giant Transition

Una estrema sottoabbondanza di metalli ha conseguenze rilevanti anche sui parametri della Red Giant Transition. Il pannello di sinistra della Fig. 8.16 mostra l'andamento della luminosità all'innesco dell'elio (“tip” delle Giganti Rosse) al variare della massa stellare per diverse valori di sottoabbondanza. La luminosità in oggetto è un ulteriore parametro che segnala la transizione: all'aumentare delle masse attraverso la transizione tale luminosità diminuirà seguendo la progressiva scomparsa del Ramo delle Giganti Rosse , raggiungendo un minimo in corrispondenza del minimo valore del nucleo di elio, per poi risalire seguendo l'aumento delle masse stellari e delle loro luminosità evolutive.

Il pannello di destra della stessa figura mostra ancora la luminosità di “tip” ma in funzione del tempo all'innesco dell'elio. Dai dati in figura si trae l'evidenza che popolazioni sottoabbondanti di metalli possono sperimentare la RGT a masse notevolmente minori e, conseguentemente, a tempi notevolmente maggiori di una normale popolazione stellare, sviluppando un Ramo delle Giganti Rosse solo dopo alcuni miliardi di anni. La Tabella 8.15 riporta alcuni parametri caratteristici della RGT per metallicità che coprono l'intervallo da Z= 10^-10 al valore soprasolare Z= 4 10^-2

Fig. 8.16 Pannello di sinistra: andamento della luminosità al “tip” delle Giganti Rosse al variare della massa attraverso la RGT per gli indicati valori di metallicità. Pannello di destra: come nel pannello di sinistra ma in funzione dei tempi all'innesco dell'elio.

Z	10^-10	10^-6	10^-4	4 10^-3	10^-2	4 10^-2
M_min	1.5	1.9	2.4	2.5	2.6	2.9
t_min	4500	2650	769	636	612	531
M $_c^{min}$	0.29	0.34	0.32	0.33	0.33	0.33
L$_{tip}^{min}$	2.04	2.15	2.11	2.26	2.31	2.27

Tabella 8.4 Parametri evolutivi per modelli stellari al minimo della transizione per diverse assunte metallicità. Per ogni Z sono riportati la massa M$_{min}$ al minimo del nucleo di He, in masse solari, il suo tempo evolutivo (milioni di anni), la massa del nucleo di He M $_c^{min}$ e la luminosità di “tip” L$_{tip}^{min}$. ambedue in unità solari.

M	M_c	t(flash)	<tex>$\tau^{H}_{shell}$</tex>	<tex>$\tau^{He}_{central} $</tex>	<tex>$\tau^{He}{shell}$</tex>
1.0	0.472	13527	1982	118	10
1.2	0.471	6851	986	111	10
1.5	0.470	3105	632	117	10
2.0	0.444	1158	137	130	11
2.3	0.341	740	58	260	25
2.5	0.330	573	33	231	23
3.0	0.363	341	14	136	13

Tabella 8.5 Per le varie masse M (in masse solari) ogni riga riporta nell'ordine la massa del nucleo di He e l'età all'innesco dell'elio centrale seguite dai tempi di vita nelle fasi d combustione a shell di idrogeno, combustione centrale di elio e early AGB.

Fig. 8.17 Variazione con il tempo dell'abbondanza relativa di stelle in fase di combustione a shell di H (subgiganti e giganti) o in fase di combustione centrale di elio. Il tempo t è in milioni di anni.
Per indagare infine con qualche maggiore dettaglio le modalità della transizione riportiamo in Tabella 8.5 una selezione di tempi evolutivi per una serie di masse di composizione solare a cavallo della transizione. Sulla base di tali dati la Fig. 8.17 mostra la variazione con il tempo dell'attesa abbondanza relativa di stelle in fase di combustione a shell di idrogeno o combustione centrale di elio. Se ne ricava l'evidenza di come alle minori età le fasi post Sequenza Principale siano dominate dal clump delle stelle nella combustione centrale di elio. La transizione avviene a circa 1 Gyr, quando giungono al flash le stelle di $\sim$ 2.0 M$_{\odot}$.