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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== 9.4 Ammassi Globulari Galattici: composizione chimica e problema dell' | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | Il quadro evolutivo sin qui elaborato | ||
+ | chimica originaria delle stelle di ammasso come dato accessibile | ||
+ | alla sperimentazione attraverso l' | ||
+ | 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' | ||
+ | produzione di " | ||
+ | sintetici// da confrontare con gli spettri osservati. Pur senza | ||
+ | poter entrare nel dettaglio di uno dei più estesi capitoli | ||
+ | dell' | ||
+ | molti modelli di atmosfera sono basati su un trattamento | ||
+ | monodimensionale (strati atmosferici piani e paralleli) assunti in | ||
+ | // | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** Fig. 9.7** Diagramma CM per l' | ||
+ | Galattico [[wp.it> | ||
+ | -1.57. Lungo la "coda blu" del Ramo " | ||
+ | gravità e abbondanza superficiale di elio come misurate alle | ||
+ | diverse indicate luminosità . | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Appare peraltro sempre più evidente che approcci più | ||
+ | perfezionati, | ||
+ | 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' | ||
+ | metallicità totale Z rimanesse costante il rapporto dei vari | ||
+ | elementi pesanti che concorrono a formare | ||
+ | così come ricavato dall' | ||
+ | Mixtures// | ||
+ | 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 | ||
+ | di produzione degli elementi pesanti. | ||
+ | |||
+ | Qui ci interessa solo segnalare che tale sovrabbondanza viene | ||
+ | rappresentata, | ||
+ | [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 | ||
+ | \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' | ||
+ | |||
+ | Completamente diverso è invece il problema della valutazione del | ||
+ | contenuto di elio nelle stelle di // | ||
+ | dei tipi spettrali, le righe dell' | ||
+ | alta temperatura superficiale, | ||
+ | elettroni dell' | ||
+ | eccitati. Le righe di assorbimento degli elettroni nello stato | ||
+ | fondamentale cadono infatti nell' | ||
+ | interstellare. Stelle a temperatura sufficientemente alta si | ||
+ | trovano solo in Ammassi Globulari con HB molto estesi. Le misure | ||
+ | dell' | ||
+ | inattesi, con abbondanze che variano tra 1/10 e 1/100 | ||
+ | dell' | ||
+ | |||
+ | A fronte di tale evidenza, fu a suo tempo suggerito, ed è oggi | ||
+ | universalmente accettato, che la scarsezza di He nelle atmosfere | ||
+ | di stelle " | ||
+ | gravitazionale, | ||
+ | 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' | ||
+ | gravità superficiale (Fig. 9.7). L'elio negli Ammassi | ||
+ | Globulari non è quindi osservabile spettroscopicamente, | ||
+ | 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 | ||
+ | // | ||
+ | lumimosità predetta per le stelle di Ramo Orizzontale// | ||
+ | evidenza si basa una ingegnosa procedura, proposta nell' | ||
+ | lontano 1967 da **Icko Iben Jr.**, | ||
+ | di giungere alla valutazione dell' | ||
+ | stellari e indipendentemente da ogni preventiva valutazione della | ||
+ | distanza o dell' | ||
+ | |||
+ | Alla base di tale procedura vi è l' | ||
+ | evolutive in fase di Gigante Rossa appaiono regolate dalla | ||
+ | relazione //" | ||
+ | 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' | ||
+ | Sotto tali assunzioni basta definire il parametro | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | $$R = \ \frac{N(HB)}{N(RG)_{L> | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | rapporto tra il numero di stelle in HB e il numero di giganti | ||
+ | //più luminose dell' | ||
+ | risulta un sensibile indicatore del contenuto originario di | ||
+ | elio.Da un punto di vista teorico ci si attende infatti che tale | ||
+ | rapporto sia pari al rapporto dei rispettivi tempi evolutivi | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | $$R \ = \ \frac{\tau(HB)}{\tau(RG)_{L> | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | e all' | ||
+ | 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, | ||
+ | della sezione d'urto della reazione $^{12}C(\alpha, | ||
+ | che completa la combustione 3$\alpha$: aumentando la sezione | ||
+ | d'urto aumenta corrispondentemente la durata della combustione di | ||
+ | elio centrale. | ||
+ | |||
+ | Si noti come un' | ||
+ | anche per la fase di AGB, definendo un parametro | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | $$R1 \ = \ \frac{N(AGB)}{N(RG)_{L> | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | 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.** //" | ||
+ | ---- | ||
+ | ~~DISQUS~~ |
c09/ggc_parametro_r.txt · Ultima modifica: 31/05/2023 15:57 da marco