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c09:giganti_rosse

A9.3 Ammassi Globulari: Rami delle Giganti Rosse

Vogliamo qui discutere con qualche maggior dettaglio la dipendenza dei Rami delle Giganti dal contenuto metallico, caratteristica che gioca un ruolo non secondario in molti parametri osservativi. La Fig. 9.14 riporta la distribuzione teorica di stelle in fase di combustione di idrogeno per l'assunta età di 11 Gyr e la variare del contenuto metallico nell'intervallo Z=0.0002-0.008. Si nota come al crescere della metallicità le isocrone si spostano regolarmente verso minori temperature efficaci (verso il rosso). Al livello di modello mentale tale spostamento trova una sua ragione nell'aumentata opacità della materia, dalla quale discende un maggior gradiente radiativo e quindi una maggior escursione di temperatura dal centro alla periferia della struttura.

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Fig. 9.14 Isocrone teoriche nel piano V, B-V per stelle in fase di combustione di idrogeno con una comune età di 11 Gyr e per i valori di metallicità Z=0.0002, 0.0004, 0.0006. 0.001, 0.004, 0.008.

fig9_a4.jpg
Fig.9.15 Relazione tra massa del nucleo di He (Mc) e luminosità per due Giganti Rosse di 0.9 M$_{\odot}$ e per i due indicati valori della metallicità

Tale andamento teorico, che rende almeno qualitativamente ragione di analoghe evidenze sperimentali, ha suggerito tutta una serie di parametri osservativi volte ad ottenere indicazioni sulla metallicità di un ammasso globulare dai soli dati fotometrici, senza cioè ricorrere alla analisi di spettri stellari. Se ne traggono criteri di metallicità fotometrici che risultano di grande rilevanza quando l'indagine si spinga ad ammassi distanti per i quali risulti difficoltoso acquisire informazioni spettroscopiche. Con riferimento ai dati riportati in figura è innanzitutto subito visto che il colore del Ramo delle Giganti ad una prefissata luminosità può essere calibrato in termini della metallicità dell'ammasso.

L'approccio osservativo riposa peraltro forzosamente su una definizione leggermente più complessa. Per ottenere un parametro indipendente dal modulo di distanza dell'ammasso si definisce il parametro

$$(B-V)_{0,g}$$

come il colore disarrossato del Ramo delle Giganti misurato al livello di luminosità del Ramo Orizzontale. La calibrazione empirica di tale parametro riposa su campioni di ammassi di cui siano noti sia il diagramma CM che le rispettive metallicità spettroscopiche. La corrispondente calibrazione teorica si scontra con l'incertezza sul valore della lunghezza di rimescolamento, da cui abbiamo visto dipendere il colore del Ramo delle Giganti e si traduce di fatto non tanto in una calibrazione del parametro (B-V)$_{0,g}$ in termini di metallicità quanto in una calibrazione della lunghezza di rimescolamento in termini dela metallicità stessa.

Un altro parametro fotometrico è fornito dalla Pendenza del Ramo definita dal parametro S (=“Slope”)

$$ S = \frac {\Delta V}{\Delta (B-V)}$$

misurata sempre a partire dal livello di luminosità del Ramo Orizzontale. Nella sua formulazione originale, l'intervallo di misura veniva definito tramite il punto del Ramo delle Giganti 2.5 mag più luminoso del HB. Tenendo presente che la magnitudine V del ramo orizzontale si aggira attorno a 0.5 m, la Fig. 9.14 mostra come tale definizione non sia applicabile agli ammassi più metallici, che non raggiungono la richiesta differenza di magnitudine. Per tale motivo sono state avanzate definizioni alternative, sia diminuendo l'intervallo di magnitudini, come esemplificato in figura, sia prendendo come base un intervallo in colore e non in magnitudine. Senza entrare in ulteriori dettagli, notiamo qui solamente che il parametro S, rispetto al parametro (B-V)$_{0,g}$, gode della importante proprietà di non dipendere dall'arrossamento dell'ammasso, sovente mal conosciuto.

Il contenuto metallico gioca un ruolo importante anche nella storia evolutiva delle strutture di Gigante Rossa. Abbiamo già ricordato come per tali strutture valga una relazione massa del nucleo di He - luminosità. Ora aggiungiamo che tale relazione non dipende - entro limiti ragionevoli - dalla massa stellare ma dipende dal contenuto metallico. I dati in Fig. 9.15 mostrano come per ogni assunto valore della metallicità stelle con minore contenuto metallico abbiano una maggiore massa del nucleo di He. Nuovamente a livello di modello mentale e ricordando come l'energia sia prodotta dalle combustioni CNO, ciò discende dal fatto che a parità di nucleo di He stelle a minore contenuto di CNO erogano minor energia.

I dati nella stessa figura confermano (–> 6.3) anche che, a parità di massa, la luminosità del “bump” del Ramo delle Giganti decresca sensibilmente al crescere della metallicità. Aggiungiamo che, per fissata metallicità, tale luminosità decresce al diminuire della massa evolvente e quindi all'aumentare dell'età dell'ammasso. Aggiungiamo anche che la vita in fase di combustione di idrogeno cresce all'aumentare dei metalli: i modelli di Fig. 9.15 raggiungono il flash rispettivamente a 7.07 Gyr (Z=0.0002) e 12.94 Gyr (Z=0.008). A parità di età stelle più metalliche sono quindi meno massicce, e la diminuzione di massa si aggiunge all'aumento di metallicità nel contribuire alla diminuzione della luminosità del Bump. Le condizioni sulla luminosità del Bump possono così essere riassunte schematicamente:

$$ M=cost,Z\uparrow \ : \ \ L_{Bump}\downarrow t_{flash}\uparrow$$

$$ t=cost,Z\uparrow \ : \ \ L_{Bump}\downarrow M_{flash}\downarrow$$

Ricordando infine come la luminosità del Bump dipenda anche dall'abbondanza originale di He, se ne trae la conclusione che la rivelazione di tale fase nei Rami di Giganti osservati aggiunge una preziosa informazione che non dovrebbe essere trascurata nell'interpretazione dei diagrammi CM in termini di età e composizione chimica delle strutture stellari.

fig9_a5.jpg
Fig. 9.16 Calibrazione teorica dei colori integrati di Ammassi Globulari per gli indicati valori di età al variare del contenuto metallico. I punti riportano valori osservativi per Ammassi Globulari Galattici.

Osservando come le Giganti Rosse risultino di gran lunga le stelle più luminose di un ammasso globulare, se ne trae anche la ovvia conseguenza che il colore integrato di un ammasso è largamente dominato dalla radiazione emessa da tali strutture. Dai dati riportati in Fig. 9.14 si ricava senza ambiguità la predizione che il colore integrato di un ammasso che abbia superato la Red Giant Transition deve risultare tanto più rosso quanto più alta è la metallicità, predizione puntualmente verificata dai calcoli evolutivi. La Fig. 9.16 mostra come i colori integrati in varie bande siano ottimi indicatori di metallicità, solo marginalmente affetti da variazioni di età nell'intervallo 8-15 Gyr. E' peraltro da avisare che variazioni nel tipo di HB possono introdurre ulteriori, ma non drsmmstiche variazioni. I colori integrati forniscono quindi la possibilità di ottenere preziose informazioni sulla metallicità di ammassi globulari in galassie anche estremamente lontane e per i quali non siano accessibili i diagrammi CM.

Ricordiamo infine come la luminosità delle stelle all'estremità superiore del Ramo (“Tip” delle Giganti) sia stata più volte utilizzata per stimare la distanza di ammassi globulari extragalattici, con una precisione che può tipicamente scendere a circa 0.1 mag.




c09/giganti_rosse.txt · Ultima modifica: 14/06/2021 14:05 da 127.0.0.1

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