c10:pulsatori_radiali
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== 10.2 Pulsatori radiali ====== | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | La moderna ricerca astronomica ha portato alla luce un gran numero | ||
+ | di forme di variabilità intrinseca presenti, con maggiore o | ||
+ | minore evidenza, nelle strutture stellari. Quando si consideri che | ||
+ | le oscillazioni solari sono in ultima analisi una forma di | ||
+ | microvariabilità, | ||
+ | un limite preciso tra strutture variabili e non variabili | ||
+ | (statiche). Noi qui ci interesseremo solo delle forme di alcune | ||
+ | variabilità macroscopica e, tra queste, | ||
+ | radiali che caratterizzano con la loro presenza le popolazioni | ||
+ | stellari della nostra come di altre galassie. | ||
+ | |||
+ | Al riguardo abbiamo già avuto occasione di ricordare come nei | ||
+ | Rami Orizzontali degli [[wp.it> | ||
+ | temperature nel quale le stelle, se presenti, sono tutte variabili | ||
+ | a corto periodo (minore di un giorno) di tipo RR Lyrae. Queste | ||
+ | variabili sono invece assenti in ammassi o popolazioni stellari | ||
+ | più giovani, ove si manifestano invece variabili a più lungo | ||
+ | periodo, tra alcuni giorni e pochi mesi, che prendono il nome di | ||
+ | Cefeidi Classiche. Ambedue queste classi prendono il nome dalla | ||
+ | prima variabile della classe scoperta e studiata in qualche | ||
+ | dettaglio, rispettivamente RR Lyrae e $\delta$ Cephei per le due | ||
+ | popolazioni. | ||
+ | |||
+ | Il problema della variabilità stellare é suscettibile di un | ||
+ | approccio moderno e generalizzato. Le teorie evolutive ci hanno | ||
+ | infatti insegnato come una popolazione stellare al variare | ||
+ | dell' | ||
+ | ben determinate porzioni del diagramma HR. A titolo di esempio, la | ||
+ | Fig. 10.2 riporta lo sviluppo in tale diagramma delle | ||
+ | isocrone di una popolazione con Z=0.008 e al variare dell' | ||
+ | tra 50 Myr e 4 Gyr. Per diverse composizioni chimiche varieranno i | ||
+ | dettagli delle singole isocrone, lasciando peraltro inalterata il | ||
+ | quadro topologico generale. Le strutture | ||
+ | popolato il diagramma sono per imposte condizioni matematiche | ||
+ | " | ||
+ | equilibrio sia stabile o meno. | ||
+ | |||
+ | Le procedure fisico-matematiche per investigare la stabilità di | ||
+ | una struttura stellare, quale quelle fornite dai calcoli | ||
+ | evolutivi, sono concettualmente semplici: abbandonare la | ||
+ | condizione di equilibrio scrivendo le equazioni del moto per gli | ||
+ | elementi del fluido stellare e perturbare la struttura, indagando | ||
+ | se la perturbazione tende a smorzarsi (stabilità) o, al | ||
+ | contrario, ad esaltarsi (instabilità). Su tale falsariga si sono | ||
+ | andati sviluppando nel tempo calcoli sempre più precisi e | ||
+ | perfezionati. Dai primi approcci di piccole perturbazioni in | ||
+ | approssimazione lineare, non in grado quindi di seguire il | ||
+ | completo sviluppo del fenomeno, si é passati a formulazioni non | ||
+ | lineari progressivamente sempre più adeguate a rappresentare la | ||
+ | fenomenologia della pulsazione. Conseguentemente, | ||
+ | si trovano ancora risultati di varia affidabilità. A titolo | ||
+ | orientativo ricordiamo che //le valutazioni teoriche sui periodi | ||
+ | risultano in ogni caso largamente affidabili//, | ||
+ | valutazioni sui bordi dell' | ||
+ | pulsazione dipendono criticamente dalla adeguatezza dello scenario | ||
+ | teorico adottato. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 10.2** Distribuzione nel diagramma HR di isocrone | ||
+ | al variare dell' | ||
+ | iniziale. Sono indicati i bordi della striscia di instabilità e, | ||
+ | a tratti, é schematizzata la collocazione del Ramo Orizzontale | ||
+ | popolato dalle stelle in combustione centrale di He nelle | ||
+ | popolazioni più antiche. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Quel che qui interessa é che sin dalle prime e approssimate | ||
+ | valutazioni é emerso che esiste nel diagramma HR una | ||
+ | //striscia di instabilità//, | ||
+ | all' | ||
+ | risultano instabili per pulsazioni radiali, cioè per ripetitive | ||
+ | | ||
+ | variazioni di luminosità. Risulta innanzitutto che la pulsazione | ||
+ | é un fenomeno che coinvolge essenzialmente solo gli strati più | ||
+ | esterni di una struttura. Si comprende così la correlazione | ||
+ | tra pulsazione e diagramma HR: la modellistica stellare ci assicura | ||
+ | infatti che per ogni assunta composizione chimica originaria un | ||
+ | punto del diagramma HR determina completamente la struttura degli | ||
+ | strati atmosferici e subatmosferici. | ||
+ | |||
+ | L' | ||
+ | ionizzazione dell' | ||
+ | qualitativamente ragione dell' | ||
+ | strip"//: | ||
+ | strip la ionizzazione ha luogo in una regione densa e adiabatica | ||
+ | che non sostiene le pulsazioni. Per temperature maggiori del | ||
+ | limite blu, la ionizzazione diviene invece troppo superficiale, | ||
+ | coinvolgendo una frazione troppo piccola di massa. La pulsazione | ||
+ | si instaura cioè quando le zone di ionizzazione si vengono a | ||
+ | trovare abbastanza, ma non troppo, al di sotto dell' | ||
+ | stellare. I meccanismi fisici che producono e sostengono | ||
+ | l' | ||
+ | dell' | ||
+ | adiabatico (meccanismo $\Gamma$) a fluttuazioni delle condizioni | ||
+ | locali. | ||
+ | |||
+ | Poiché il meccanismo della pulsazione é in ogni caso sotto il | ||
+ | controllo della gravità, é infine facile prevedere che | ||
+ | all' | ||
+ | Possiamo trasferire questa constatazione in termini di parametri | ||
+ | stellari ricordando che $R^2 \propto$ L/T$_e^4$ e quindi, a | ||
+ | parità di massa, aumentando L o diminuendo T$_e$ diminuisce la | ||
+ | gravità. Ne concludiamo, | ||
+ | dettagliato, | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | $$ P\uparrow \ \ \ quando \ \ \ M\downarrow | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | I dati in Fig. 10.2 rendono spontaneamente ragione per | ||
+ | lo scenario osservativo in precedenza delineato. | ||
+ | come nel caso di popolazioni giovani, trascurando la rapida fase | ||
+ | di attraversamento del diagramma | ||
+ | centrale di H, la strip possa essere popolata solo da quelle | ||
+ | stelle sufficientemente massicce il cui " | ||
+ | combustione centrale di He penetri nella strip. Nelle popolazioni | ||
+ | più antiche, quali quelle degli ammassi globulari, tali | ||
+ | strutture vengono ovviamente a mancare, mentre la strip di | ||
+ | instabilità può essere popolata sola da strutture di Ramo | ||
+ | Orizzontale, | ||
+ | identificare i due casi con le classi, rispettivamente, | ||
+ | e RR Lyrae, comprendendo nel contempo che la differenza tra le due | ||
+ | classi discende dalla diversa età e non dalla diversa | ||
+ | composizione chimica. E comprendendo anche che il minor periodo | ||
+ | delle RR Lyrae discende essenzialmente dalla maggior gravità | ||
+ | superficiale. | ||
+ | </ | ||
+ | ---- | ||
+ | ~~DISQUS~~ |