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.
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.
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.
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.