c09:code_blu
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== 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' | ||
+ | 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' | ||
+ | coppia di //cluster// [[http:// | ||
+ | [Fe/ | ||
+ | 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, | ||
+ | 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, | ||
+ | tipico degli ammassi a maggiore metallicità. Nel caso in esame | ||
+ | si passa dal tipico ramo intermedio di **M3** ([[http:// | ||
+ | blu di **M13** ([[http:// | ||
+ | Ove si escludano grossolani errori nella | ||
+ | determinazione delle metallicità, | ||
+ | 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. | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 9.8** Gli Ammassi Globulari NGC5272 (=M3) e | ||
+ | NGC6205 (=M13) con simili metallicità (< | ||
+ | mostrano spiccate differenze nella distribuzione delle stelle di | ||
+ | HB. Le frecce delimitano indicativamente l' | ||
+ | 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 < | ||
+ | - 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. | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 9.9** Diagramma CM per l' | ||
+ | Galattico NGC2808. Metallicità stimata dell' | ||
+ | -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:// | ||
+ | presentano una estensione del Ramo Orizzontale che si spinge sino | ||
+ | ad altissime temperature efficaci. A causa dell' | ||
+ | correzione bolometrica, | ||
+ | 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' | ||
+ | spingendosi così sino al limite estremo della ZAHB. | ||
+ | |||
+ | Nei cluster più poveri di metalli, quale NGC6752, | ||
+ | si presenta come un' | ||
+ | cui appaiono peraltro evidenti // | ||
+ | metallicità superiori la coda blu appare come qualcosa che viene | ||
+ | ad aggiungersi al ramo rosso del cluster. Emblematico il caso di | ||
+ | [[http:// | ||
+ | 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' | ||
+ | raggruppamenti che modulano la popolazione stellare della Coda | ||
+ | Blu. | ||
+ | |||
+ | L' | ||
+ | talora alcuni ricercatori a inserire tale evidenza nel quadro del | ||
+ | problema del Secondo Parametro. Anche se tale problematica è al | ||
+ | presente ancora controversa, | ||
+ | Parametro pare spontaneamente collocarsi nello scenario di una | ||
+ | variazione di parametri evolutivi. Al contrario, le Code Blu | ||
+ | sembrano indicare | ||
+ | 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/ | ||
+ | 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 | ||
+ | // | ||
+ | probabilmente in occasione di episodi di // | ||
+ | (--> [[c01: | ||
+ | </ | ||
+ | ---- | ||
+ | ~~DISQUS~~ |