c10:cefeidi_classiche
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== 10.4 Cefeidi classiche ====== | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | Lo studio delle Cefeidi classiche ha avuto grande importanza a | ||
+ | partire dal lontano 1912, quando miss [[wp.it> | ||
+ | studiando ad Harvard le Cefeidi nella [[wp.it> | ||
+ | (quindi oggetti tutti alla stessa distanza) scoprì | ||
+ | l' | ||
+ | senno del poi, l' | ||
+ | basta riandare alla Fig. 10.2 per prevedere che se | ||
+ | osserviamo un campo celeste con popolazioni stellari di varia | ||
+ | età la strip risulterà popolata da una sequenza di strutture | ||
+ | di varia luminosità, | ||
+ | quindi più massicce. Poiché in termini di gravità la | ||
+ | variazione di luminosità predomina sulla variazione di massa, ci | ||
+ | attendiamo che Cefeidi più luminose abbiano periodi più | ||
+ | lumghi, come di fatto osservato. | ||
+ | |||
+ | Questo richiamo storico ci aiuta a comprendere le diverse | ||
+ | filosofie che sovraintendono alle indagini su [[wp.it> | ||
+ | Per loro natura, le RR Lyrae sono stelle di luminosità, | ||
+ | massa pressoché costanti, con distribuzione di periodi | ||
+ | largamente regolata dalle differenze di temperatura attraverso la | ||
+ | strip. L' | ||
+ | variabili degli Ammassi Globulari, in larga parte al fine di | ||
+ | determinare la magnitudine dei Rami Orizzontali e i moduli di | ||
+ | distanza dei cluster. Al contrario, i campioni di Cefeidi in | ||
+ | cluster sono in generale molto scarsi, e l' | ||
+ | campi con popolazioni di età, massa e luminosità variabili, al | ||
+ | fine essenzialmente di calibrare una relazione | ||
+ | periodo-luminosità che consenta di usare le Cefeidi, molto più | ||
+ | luminose delle RR Lyrae, come " | ||
+ | distanza di galassie anche lontane, ricavando la magnitudine | ||
+ | assoluta dagli osservati periodi. | ||
+ | |||
+ | Per indagare il previsto comportamento delle Cefeidi dovremo | ||
+ | ricavare dalle teorie evolutive la relazione massa-luminosità | ||
+ | per le stelle che in fase di combustione centrale di elio | ||
+ | penetrano nella strip di instabilità. Essendo le Cefeidi stelle | ||
+ | massicce e, quindi, relativamente giovani, per la Galassia potremo | ||
+ | orientativamente assumere una metallicità solare, Z$\sim$0.02. | ||
+ | Ma la problematica delle Cefeidi si estende spontaneamente al di | ||
+ | là della nostra Galassia, e l' | ||
+ | peraltro che le Cefeidi della [[wp.it> | ||
+ | almeno in media, metallicità minori, Z$\sim$0.008, | ||
+ | minori (Z$\sim$0.004) quelle della Piccola Nube. Sarà quindi | ||
+ | necessario esplorare l' | ||
+ | comportamento di tali variabili. | ||
+ | |||
+ | Possiamo peraltro operare subito una importante previsione. Le | ||
+ | teorie evolutive ci indicano che l' | ||
+ | caratterizzano la combustione centrale di elio aumenta al | ||
+ | diminuire della metallicità. Ci si deve quindi attendere che al | ||
+ | diminuire di Z entrino nella strip stelle progressivamente sempre | ||
+ | meno massicce e, conseguentemente, | ||
+ | previsione che popolazioni giovani ma povere di metalli dovrebbero | ||
+ | essere segnalate dall' | ||
+ | anormalmente brevi. Tale previsione é di fatto puntualmente | ||
+ | verificata non solo nelle [[wp.it> | ||
+ | galassie nane del [[wp.it> | ||
+ | corto periodo e povere di metalli sono state per lungo tempo | ||
+ | indicate come //Cefeidi Anomale//, nomenclatura che peraltro | ||
+ | risente della mancata comprensione della naturale estensione del | ||
+ | fenomeno Cefeidi alle basse metallicità. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 10.7** Diagramma teorico logP, Mv per quattro | ||
+ | valori della massa (5, 7, 9 e 11 M$_{\odot}$) e per le tre | ||
+ | composizioni chimiche indicate. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | La Fig. 10.7 riporta i risultati di una esplorazione | ||
+ | teorica della variabilità di strutture massicce di 5, 7, 8 e 11 | ||
+ | M$_{\odot}$ per le tre indicate assunzioni sulla composizione | ||
+ | chimica originaria delle strutture medesime. Sulla falsariga di | ||
+ | procedure che abbiamo già discusso, tale indagine é stata | ||
+ | eseguita, per ogni assunto valore della massa stellare, esplorando | ||
+ | il diagramma HR al variare della temperatura efficace e al livello | ||
+ | di luminosità che compete alla fase di combustione di elio delle | ||
+ | singole masse. Dai risultati di tale esplorazione si ricava infine | ||
+ | il diagramma logP, logL e da questo diagrammi logP, magnitudini | ||
+ | quale quello riportato in figure. | ||
+ | |||
+ | Dai dati nella figura si ricavano alcune interessanti evidenze. | ||
+ | Innanzitutto, | ||
+ | l' | ||
+ | traduce necessariamente in una corripondente striscia di | ||
+ | instabilità nel diagramma logP, Mv. Tale striscia, non marcata in | ||
+ | figura, si ricava facilmente collegando tra loro i periodi minimo | ||
+ | e i periodi | ||
+ | fissata composizione chimica. La Fig. 10.8 riporta ad | ||
+ | esempio la strip di instabilità per il caso Z=0.004. Come | ||
+ | mostrato nella stessa figura, il best fitting con i dati | ||
+ | osservativi si ottiene richiedendo le variabili all' | ||
+ | strip teorica, ricavandone così un modulo di distanza. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig, 10.8** Strip di instabilità nel piano logP, Mv | ||
+ | per Z=0.004 confrontata con la collocazione di un campione di | ||
+ | Cefeidi della Piccola Nube di Magellano (Small Magellanic Cloud= | ||
+ | SMC). I quadrati pieni riportano la collocazione dei | ||
+ | corrispondenti modelli teorici di Fig. 10.7 | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Contrariamente a quanto talora ritenuto, //non esiste quindi | ||
+ | una relazione periodo-luminosità (PL)// ma esistono solo | ||
+ | relazioni periodo-luminosità- temperatura assieme alle | ||
+ | conseguenti | ||
+ | più parlare di una relazione periodo-luminosità media, quale | ||
+ | quella rappresentata dalle curve teoriche riportate nella | ||
+ | precedente Fig. 10.7. Relazione peraltro non priva di | ||
+ | rischi, applicabile solo quando si abbia la garanzia che il | ||
+ | campione osservativo sia non solo abbondante, ma anche | ||
+ | uniformemente distribuito a ricoprire l' | ||
+ | |||
+ | Le predizioni teoriche indicano che la collocazione della strip | ||
+ | dovrebbe dipendere leggermente dalla metallicità, | ||
+ | verso il rosso all' | ||
+ | periodi evidente in Fig. 10.7. Ne segue che a parità | ||
+ | di periodo Cefeidi più metalliche dovrebbero avere luminosità | ||
+ | medie minori. Questa appare come una ferma predizione teorica, | ||
+ | anche se i riscontri sperimentali sono ancora | ||
+ | |||
+ | Anche le relazioni tra periodo e parametri strutturali dipendono | ||
+ | leggermente dalla metallicità. Nel caso Z=0.008 (LMC) si ha ad | ||
+ | esempio | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | $$ logP_F=10.557 +0.932 \ logL -0.795 \ logM - 3.279 \ logTe$$ | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | che in realtà non si discosta molto da quanto avevamo a suo | ||
+ | tempo trovato per le RR Lyrae. Anche nella strip delle Cefeidi si | ||
+ | hanno le tre zone FO, OR e F, con i pulsatori nella prima armonica | ||
+ | che hanno periodi più corti del rispettivo fondamentali di | ||
+ | $\Delta$logP $\sim$ 0.14-0.15. | ||
+ | |||
+ | Come per le RR Lyrae, la dipendenza dal colore diminuisce | ||
+ | notevolmente utilizzando sia magnitudini infrarosse che gli indici | ||
+ | " | ||
+ | esempio il bel campione di circa 1500 Cefeidi nella LMC ricavato | ||
+ | dall' | ||
+ | L' | ||
+ | eliminato la dispersione osservativa legata agli arrossamenti | ||
+ | differenziali, | ||
+ | colore, portando in bella evidenza le due sequenze dei pulsatori | ||
+ | fondamentali e nella prima armonica. Si noti tra l' | ||
+ | dati in questa figura si accordino almeno qualitativamente con le | ||
+ | previsioni teoriche di Fig. 10.7, secondo le quali | ||
+ | l' | ||
+ | luminosità (cioé nelle masse minori). | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 10.9** Il campione di Cafeidi della Grande Nube di | ||
+ | Magellano raccolto dall' | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Il collegamento tra proprietà pulsazionali e strutture evolutive | ||
+ | stabilito dalla relazione dei periodi é suscettibile di | ||
+ | innumerevolie svariate applicazioni. Qui vogliamo solo come | ||
+ | esempio notare che se di una Cefeide si conosce la distanza, | ||
+ | misurarne luminosità e temperatura significa ricavarne la massa. | ||
+ | Le pulsazioni danno quindi accesso a tale elusivo parametro | ||
+ | fondamentale, | ||
+ | evolutivi quali l' | ||
+ | l' | ||
+ | </ | ||
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+ | ~~DISQUS~~ |