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+++ c08:strutture_not_too_old [03/10/2017 10:12] – Resa formule matematiche e giustificazione marco
@@ Linea 1: / Linea 1: @@
+====== A8.1 Strutture "Not-too-old" in combustione di He ======
+<WRAP justify>
+Abbiamo visto come all'inizio della combustione di elio i modelli
+che portano alla //transizione RGT// si dispongano al variare della
+massa, e quindi dell'età,  lungo una sequenza che raggiunge un
+minimo nella temperatura efficace per poi tornare verso alte
+temperature incrementando leggermente la loro luminosità.
+Possiamo trovare una ragione per tale andamento sulla base di
+semplici considerazioni strutturali svolte in analogia a quanto
+discusso nel caso delle ZAHB. Nel caso delle ZAHB il parametro
+libero era la perdita di massa, qui assumiamo come parametro
+libero l'età della struttura.
+E' subito evidente che per età opportunamente alte ci
+attendiamo in combustione di elio stelle di massa poco superiore
+alla massa del nucleo elettronicamente degenere. Stelle quindi con
+shell di idrogeno poco efficiente, che si devono collocare ad alte
+temperature in prossimità della Sequenza Principale dell'He. Al
+diminuire dell'età cresce la massa della struttura e cresce con
+essa la massa dell'inviluppo di H: la shell di combustione dell'H
+diviene sempre più efficiente e la stella si sposta verso la sua
+traccia di Hayashi. Si può comprendere peraltro come tale
+processo non possa continuare indefinitamente. Al progressivo
+aumentare dell'inviluppo di H la produzione di energia della shell
+si viene peraltro a trovare in regioni sempre più interne,
+così che comincia sempre più ad essere "sentita" dalla stella
+come una combustione centrale e la stella riguadagna il suo
+cammino verso le alte temperature.
+Accenni ad un simile comportamento si trovano già
+all'estremità rossa di alcune ZAHB. La Fig. 8.14
+mostra in dettaglio la distribuzione dei modelli che nel caso
+Z=10<sup>-4</sup> coprono il minimo in temperatura efficace di cui
+andiamo discutendo. Nella stessa figura vengono riportati i
+parametri evolutivi dei vari modelli: massa, età, abbondanza di
+He nell'inviluppo (dopo il primo dredge up) e massa del nucleo di
+He all'innesco della reazione <tex>3$\alpha$</tex>. La stessa figura riporta
+anche le tracce evolutive dei vari modelli nella fase di
+combustione di He centrale e la distribuzione dei modelli iniziali
+per perdite di massa multiple di 0.1 $M_{\odot}$.
+\\
+\\
+{{:c08:fig8_a01.jpg|}}
+\\
+**Fig. 8.14** Collocazione nel diagramma HR di modelli
+in fase iniziale di combustione di elio al variare dell'età. Per
+i vari modelli sono riportati massa (masse solari), età
+(miliardi di anni), abbondanza di elio superficiale e massa del
+nucleo di He. Per i vari modelli sono riportate anche le tracce
+evolutive in fase di combustione centrale di He e gli spostamenti
+del modello iniziale per perdite di massa multiple di 0.1
+$M_{\odot}$.
+\\
+\\
+E' subito visto che per età dell'ordine di quelle degli
+[[wp.it>Ammassi globulari]] galattici (11-12 Gyr) anche in assenza di perdita di
+massa le stelle in combustione di elio si collocherebbero sul ramo
+inferiore, prima del minimo in temperatura efficace. In tal caso,
+come abbiamo già visto, anche contenute perdite di massa sono in
+grado di aumentare notevolmente la temperatura efficace delle
+strutture, creando i ben noti Rami Orizzontali. Il quadro cambia
+notevolmente andando ad età minori, quali quelle rilevanti non
+solo per alcuni ammassi stellari galattici di vecchio disco, ma
+per Ammassi Globulari nelle [[wp.it>Nubi_di_Magellano|Nubi di Magellano]] e per le popolazioni
+stellari in alcune Galassie Nane del Gruppo locale.
+Diminuisce infatti notevolmente la sensibilità alla perdita di
+massa e la traiettoria dei modelli a massa variabile segue in
+qualche maniera i precetti  delineati in precedenza: ne segue in
+particolare che la perdita di massa cessa di essere in grado di
+portare le strutture verso le  alte temperature. I Rami
+Orizzontali restano quindi una prerogativa delle popolazioni
+stellari, quali gli Ammassi Globulari galattici, con età
+dell'ordine di quella dell'Universo ([[wp>Hubble_time#Hubble_time|Tempo di Hubble]]).
+\\
+\\
+{{:c08:fig8_a02.jpg}}
+\\
+**Fig. 8.15** Modelli evolutivi di HB per stelle
+"metal-deficient" originate da un progenitore di 1.0 $M_{\odot}$.
+Si noti il "turn over" della ZAHB che segnala la massima
+escursione dei modelli verso il rosso. Le linee a tratti
+delimitano la regione di instabilità per pulsazioni radiali
+delle variabili di tipo RR Lyrae.
+\\
+\\
+Non sorprendentemente, in tale escursione delle strutture
+pre-transizione verso il rosso il minimo di temperatura efficace
+dipende sensibilmente dalla metallicità: diminuendo la
+metallicità le stelle restano più calde. La Fig. 8.15 mostra come
+scendendo a valori estremamente
+bassi di Z il "turn over" dei modelli raggiunga  temperature
+dell'ordine 10<sup>4</sup> K, accadimento che può essere messo in
+relazione con le diminuita efficienza della shell di combustione
+dell'idrogeno. Come discuteremo in uno dei capitoli seguenti,
+ciò avrà  rilevanti conseguenze sulle predizioni concernenti
+l'apparizione di [[wp.it>stelle variabili]] nelle popolazioni più povere
+di metalli.
+</WRAP>
+\\
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+~~DISQUS~~