c08:strutture_not_too_old
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== A8.1 Strutture " | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | Abbiamo visto come all' | ||
+ | che portano alla // | ||
+ | massa, e quindi dell' | ||
+ | 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' | ||
+ | diminuire dell' | ||
+ | essa la massa dell' | ||
+ | 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' | ||
+ | si viene peraltro a trovare in regioni sempre più interne, | ||
+ | così che comincia sempre più ad essere " | ||
+ | come una combustione centrale e la stella riguadagna il suo | ||
+ | cammino verso le alte temperature. | ||
+ | |||
+ | Accenni ad un simile comportamento si trovano già | ||
+ | all' | ||
+ | mostra in dettaglio la distribuzione dei modelli che nel caso | ||
+ | Z=10< | ||
+ | andiamo discutendo. Nella stessa figura vengono riportati i | ||
+ | parametri evolutivi dei vari modelli: massa, età, abbondanza di | ||
+ | He nell' | ||
+ | He all' | ||
+ | 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 $M_{\odot}$. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 8.14** Collocazione nel diagramma HR di modelli | ||
+ | in fase iniziale di combustione di elio al variare dell' | ||
+ | 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' | ||
+ | [[wp.it> | ||
+ | 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> | ||
+ | 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 | ||
+ | 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' | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 8.15** Modelli evolutivi di HB per stelle | ||
+ | " | ||
+ | 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, | ||
+ | pre-transizione verso il rosso il minimo di temperatura efficace | ||
+ | dipende sensibilmente dalla metallicità: | ||
+ | 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 | ||
+ | dell' | ||
+ | relazione con le diminuita efficienza della shell di combustione | ||
+ | dell' | ||
+ | ciò avrà rilevanti conseguenze sulle predizioni concernenti | ||
+ | l' | ||
+ | di metalli. | ||
+ | </ | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | ---- | ||
+ | \\ | ||
+ | ~~DISQUS~~ |
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