9.4 Ammassi Globulari Galattici: composizione chimica e problema dell'elio. Parametro R.
Il quadro evolutivo sin qui elaborato ha assunto la composizione
chimica originaria delle stelle di ammasso come dato accessibile
alla sperimentazione attraverso l'analisi degli spettri stellari
in strutture, quali quelle della Sequenza Principale, che non abbiano ancora subito
fenomeni di dredge up. Se questo è vero in linea di principio,
è altrattanto vero che la determinazione delle abbondanze
chimiche nella atmosfere stellari è problema di grande
complessità che nell'approccio più moderno riposa sulla
produzione di “modelli di atmosfera” da cui ricavare spettri
sintetici da confrontare con gli spettri osservati. Pur senza
poter entrare nel dettaglio di uno dei più estesi capitoli
dell'astrofisica moderna, ricordiamo solamente che ancor oggi
molti modelli di atmosfera sono basati su un trattamento
monodimensionale (strati atmosferici piani e paralleli) assunti in
Equilibrio Termodinamico Locale = LTE
Fig. 9.7 Diagramma CM per l'Ammasso Globulare
Galattico NGC6752. Metallicità stimata dell'ammasso [Fe/H]=
-1.57. Lungo la “coda blu” del Ramo “Orizzontale” sono riportate
gravità e abbondanza superficiale di elio come misurate alle
diverse indicate luminosità .
Appare peraltro sempre più evidente che approcci più
perfezionati, quali quelli non-LTE tridimensionali, possono
portare a non trascurabili variazioni nelle valutazioni di
composizione chimica. Le stime sin qui fornite sulla metallicità
delle struttture galattiche ed extragalattiche devono pertanto
essere riguardate come fortemente indicative, ma con ancora un sia
pur limitato margine di variabilità. In tale contesto, per lungo
tempo si è fatto uso dell'ipotesi che al variare della
metallicità totale Z rimanesse costante il rapporto dei vari
elementi pesanti che concorrono a formare tale metallicità,
così come ricavato dall'atmosfera del Sole (Solar Scaled
Mixtures). Valutazioni più approfondite hanno peraltro mostrato
che al diminuire di Z ai valori tipici della Pop-II galattica si
manifesta una tipica sovrabbondanza relativa degli elementi
multipli di $\alpha$, quali C, O, Ne, Mg. E' questo un
interessante segnale di una variazione temporale nei meccanismi
di produzione degli elementi pesanti.
Qui ci interessa solo segnalare che tale sovrabbondanza viene
rappresentata, in analogia con il fattore di metallicità
[Fe/H], dal rapporto
$$[\alpha / Fe] = log [\alpha /Fe]_* - log[\alpha /Fe ]_{\odot}$$
che dunque misura il rapporto $[\alpha /Fe]$ in una
stella ripetto al rapporto solare. Dal valore $[\alpha / Fe]
\sim$ 0.3 tipico di almeno alcuni Ammassi Globulari si ricava
così che in tali ammassi gli elementi $\alpha$ sono, rispetto
al Fe, circa il doppio che nel Sole. Sia pur con qualche eccezione
e precauzione , per investigare il cammino evolutivo di stelle di
Pop.II è sufficiente valutare dai due valori di [Fe/H] e di
$[\alpha / Fe]$ il corretto valore di Z, abbondanza in massa di
tutti gli elementi più pesanti dell'elio.
Completamente diverso è invece il problema della valutazione del contenuto di elio nelle stelle di Popolazione II. Come notato discutendo dei tipi spettrali, le righe dell'elio appaiono solo in stelle ad alta temperatura superficiale, di tipo spettrale B od O, ove gli elettroni dell'elio si collocano in stati sufficientemente eccitati. Le righe di assorbimento degli elettroni nello stato fondamentale cadono infatti nell'estremo UV, assorbito dal gas interstellare. Stelle a temperatura sufficientemente alta si trovano solo in Ammassi Globulari con HB molto estesi. Le misure dell'elio in tali stelle hanno peraltro prodotto risultati inattesi, con abbondanze che variano tra 1/10 e 1/100 dell'abbondanza di He nel Sole.
A fronte di tale evidenza, fu a suo tempo suggerito, ed è oggi universalmente accettato, che la scarsezza di He nelle atmosfere di stelle “blu” di HB sia da addebitarsi alla sedimentazione gravitazionale, meccanismo che ci si attende sia particolarmente efficiente in tali stelle caratterizzate da alta gravità superficiale e assenza di inviluppi convettivi. Analisi accurate hanno confortato tale ipotesi, mostrando come in stelle blu di HB l'abbondanza di He risulti inversamente proporzionale alla gravità superficiale (Fig. 9.7). L'elio negli Ammassi Globulari non è quindi osservabile spettroscopicamente, e la sua valutazione può provenire solo da considerazioni evolutive.
Ci si deve quindi domandare quali variazioni osservabili possano essere causate da variazioni nel contenuto di elio originale. Di particolare rilevanza appare la predizione secondo la quale all'aumentare del contenuto di elio aumenta sensibilmente la lumimosità predetta per le stelle di Ramo Orizzontale. Su tale evidenza si basa una ingegnosa procedura, proposta nell'ormai lontano 1967 da Icko Iben Jr., che in linea di principio consente di giungere alla valutazione dell'elio tramite semplici conteggi stellari e indipendentemente da ogni preventiva valutazione della distanza o dell'arrossamento di un cluster.
Alla base di tale procedura vi è l'evidenza che le velocità
evolutive in fase di Gigante Rossa appaiono regolate dalla
relazione “massa del nucleo di elio”-“luminosità” e risultano
pertanto largamente indipendenti dai parametri evolutivi. A titolo
esemplificativo ci si lasci anche assumere che anche i tempi di
evoluzione in HB siano costanti, ipotesi non distante dalla
realtà risultando tali tempi sempre dell'ordine di 108 anni.
Sotto tali assunzioni basta definire il parametro
$$R = \ \frac{N(HB)}{N(RG)_{L>L(HB)}}$$
rapporto tra il numero di stelle in HB e il numero di giganti
più luminose dell'HB per ottenere un parametro osservativo che
risulta un sensibile indicatore del contenuto originario di
elio.Da un punto di vista teorico ci si attende infatti che tale
rapporto sia pari al rapporto dei rispettivi tempi evolutivi
$$R \ = \ \frac{\tau(HB)}{\tau(RG)_{L>L(HB)}}$$
e all'aumentare dell'elio aumenta il valore di R per il semplice
motivo che aumenta la luminosità del Ramo Orizzontale e
diminuisce quindi il percorso evolutivo delle giganti prese in
considerazione.
Una precisa calibrazione teorica del parametro R incontra peraltro severe difficoltà. La durata della fase di HB dipende infatti innanzitutto dal trattamento della convezione centrale e, ad esempio, risulterebbe notevolmente allungata nel caso di overshooting invasivo. Anche rimanendo nello scenario canonico della semiconvezione, tale durata viene a dipendere dal valore della sezione d'urto della reazione $^{12}C(\alpha,\gamma)^{16}O$ che completa la combustione 3$\alpha$: aumentando la sezione d'urto aumenta corrispondentemente la durata della combustione di elio centrale.
Si noti come un'analoga parametrizzazione possa essere definita
anche per la fase di AGB, definendo un parametro
$$R1 \ = \ \frac{N(AGB)}{N(RG)_{L>L(HB)}}$$
dove il mantenere come termine di paragone le Giganti
Rosse è consigliato da quella che è lecito ritenere la piena
affidabilità delle relative valutazioni evolutive, come
confortate anche dalle buona corrispondenza alle predizioni
teoriche delle osservate funzioni di luminosità. Senza entrare
in ulteriori dettagli, è da ritenere che precise valutazioni
osservative di R e R1 possano nel futuro contribuire sensibilmente
a chiarire le precise modalità delle fasi di combustione di
elio nelle piccole masse.
Percorsi bibliografici
- (EN) Iben, Icko, Jr. “Stellar Evolution.VI. Evolution from the Main Sequence to the Red-Giant Branch for Stars of Mass 1 Mo, 1.25 Mo, and 1.5 Mo”, 1967, Astrophysical Journal
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