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+====== 9.5 Il problema del secondo parametro e le "Code Blu" ======
+<WRAP justify>
+Gli Ammassi Globulari galattici mostrano una generica correlazione
+tra metallicità e distribuzione delle stelle di HB, con Rami
+Orizzontali che passano dal blu al rosso all'aumentare della
+metallicità. Abbiamo già visto come lo scenario evolutivo
+predica spontaneamente una tale correlazione assumendo una comune
+legge di perdita di massa per tutti gli ammassi. Un tale andamento
+generale presenta peraltro delle eccezioni che hanno da tempo
+attirato l'attenzione dei ricercatori. E' il caso ad esempio della
+coppia di //cluster// [[http://gclusters.altervista.org/cluster_4.php?ggc=M+3|M3]] e [[http://gclusters.altervista.org/cluster_4.php?ggc=M+13|M13]] che, ambedue con metallicità
+[Fe/H]$\sim$ -1.55, mostrano spiccate differenze nella
+distribuzione delle stelle di HB. Per portare in forma
+quantitativa tali differenze è in uso il parametro "HB Ratio" di
+Lee, definito come
+\\
+\\
+$$HBR \ = \ \frac {B-R}{B+V+R}$$
+\\
+\\
+dove V è il numero di stelle variabili RR Lyrae,  e
+B,R rappresentano il numero di stelle di HB rispettivamente più
+blu o più rosse della regione di variabilità. HBR= 1 indica
+dunque un ramo tutto a temperature efficaci maggiori della
+striscia di variabilità, e HBR= -1 un ramo di sole stelle rosse,
+tipico degli ammassi a maggiore metallicità. Nel caso in esame
+si passa dal tipico ramo intermedio di **M3** ([[http://gclusters.altervista.org/details.php?ggc=NGC%205272&param=21|HBR= 0.08]]) al braccio
+blu di **M13** ([[http://gclusters.altervista.org/details.php?ggc=NGC%206205&param=21|HBR=0.97]]).
+Ove si escludano grossolani errori nella
+determinazione delle metallicità, se ne deve concludere che
+oltre alla metallicità deve esister un ulteriore parametro che
+interviene nel determinare la distribuzione delle stelle lumgo i
+Rami Orizzontali. E' questo il //Problema del Secondo
+Parametro// cui sono state rivolte numerose indagini.
+\\
+{{:c09:fig9_08.jpg}}
+\\
+**Fig. 9.8** Gli Ammassi Globulari NGC5272 (=M3) e
+NGC6205 (=M13) con simili metallicità (<tex>[Fe/H]$\sim$ -1.55</tex>)
+mostrano spiccate differenze nella distribuzione delle stelle di
+HB. Le frecce delimitano indicativamente l'intervallo di
+temperature in cui le stelle di HB, se esistenti, mostrano
+fenomeni di variabilità tipo RR Lyrae
+\\
+\\
+Prendendo spunto da tale problema possiamo qui di seguito
+utilmente elencare alcune delle  possibili cause per le quali M13,
+con la stessa metallicità di M3, potrebbe avere HB più blu:
+  - Maggiore età: minori masse in RGB e, a parità di perdita di massa, in HB.
+  - Minore <tex>[$\alpha /Fe]$</tex>: shell di idrogeno meno efficienti e HB più  blu.
+  - Maggiore He originario: strutture più calde e più luminose, evoluzioni più veloci e quindi masse minori in RGB e HB.
+  - Maggiore rotazione: nuclei di He più grandi.
+Tra queste opzioni sembra al momento prevalere la differenza di
+età, almeno nel caso della coppia di cluster M3 e M13, ma il
+problema è ancora aperto e suscettibile di ulteriori indagini.
+\\
+{{:c09:fig9_09.jpg?500}}
+\\
+**Fig. 9.9** Diagramma CM per l'Ammasso Globulare
+Galattico NGC2808. Metallicità stimata dell'ammasso [Fe/H]=
+-1.15.
+\\
+\\
+Parallelo al problema del Secondo Parametro, e talora confuso con
+esso, è il problema delle //Code Blu//. Come nel caso già
+presentato di [[http://gclusters.altervista.org/cluster_4.php?ggc=NGC+6752|NGC6752]] (Fig.9.7), alcuni cluster
+presentano una estensione del Ramo Orizzontale che si spinge sino
+ad altissime temperature efficaci. A causa dell'intervento della
+correzione bolometrica, nei diagrammi CM  (V, B-V) o (V, V-I) il ramo
+assume un andamento spiccatamente verticale, raggiungendo e anche
+superando la magnitudine del TO. Il confronto con le risultanze
+teoriche mostra che si è in presenza di stelle che, al limite
+blu, giungono a perdere in pratica tutto l'inviluppo di idrogeno,
+spingendosi così sino al limite estremo della ZAHB.
+Nei cluster più poveri di metalli, quale NGC6752,  la coda blu
+si presenta come un'estensione  del ramo alle alte temperature, in
+cui appaiono peraltro evidenti //sottoraggrupamenti di stelle//. A
+metallicità superiori la coda blu appare come qualcosa che viene
+ad aggiungersi al ramo rosso del cluster. Emblematico il caso di
+[[http://gclusters.altervista.org/cluster_4.php?ggc=NGC+2808|NGC2808]]
+riportato in Fig. 9.9, ove un ramo rosso ben
+popolato è separato da una vistosa //gap// in colore dalla coda blu
+che torna a popolare quella parte di Ramo Orizzontale. Anche in
+questo caso si noti l'evidente esistenza di una serie di
+raggruppamenti che modulano la popolazione stellare della Coda
+Blu.
+L'assenza di correlazione tra Code Blu e metallicità induce
+talora alcuni ricercatori a inserire tale evidenza nel quadro del
+problema del Secondo Parametro. Anche se tale problematica è al
+presente ancora controversa, notiamo che il problema del Secondo
+Parametro pare spontaneamente collocarsi nello scenario di una
+variazione di parametri evolutivi. Al contrario, le Code Blu
+sembrano indicare  che, per qualche oscura ragione, in alcuni
+cluster //sono efficienti meccanismi anomali di perdita di
+massa//, che influenzano una parte della popolazione di  Giganti
+Rosse giungendo sino a privarle del loro intero inviluppo.
+Si deve notare al proposito come esista una correlazione tra Code
+Blu e //densità centrale// (stelle/pc<sup>3</sup>) dei cluster, nel senso
+che non tutti i cluster ad alta densità centrale hanno Code Blu,
+ma //tutti i cluster con Code Blu hanno alta densità centrale//.
+Questo lascia sospettare che le Code Blu possano essere il
+prodotto di interazioni dinamiche stella-stella con conseguente
+//stripping// degli inviluppi in ambienti ad alta densità,
+probabilmente in occasione di episodi di //catastrofe gravotermica//
+(--> [[c01:a05|A1.5]]) nei nuclei dei cluster.
+</WRAP>
+----
+~~DISQUS~~