Differenze

Queste sono le differenze tra la revisione selezionata e la versione attuale della pagina.

--- c10:pulsatori_radiali [04/12/2012 15:09] – refuso marco
+++ c10:pulsatori_radiali [05/06/2023 10:30] (versione attuale) – tolto codice Facebook marco
@@ 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, si comprende anche come non sia facile porre
+un limite preciso tra strutture variabili e non variabili
+(statiche). Noi qui ci interesseremo solo delle forme di alcune
+variabilità macroscopica e, tra queste,  di classi di pulsatori
+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>ammassi globulari]] esista un intervallo di
+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'età porti le stelle a percorrere progressivamente  vaste ma
+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'età
+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  teoriche con cui é
+popolato il diagramma sono per imposte condizioni matematiche
+"strutture di equilibrio". Nulla peraltro ci assicura che questo
+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, in letteratura
+si trovano ancora risultati di varia affidabilità. A titolo
+orientativo ricordiamo che //le valutazioni teoriche sui periodi
+risultano in ogni caso largamente affidabili//, mentre le
+valutazioni sui bordi dell'instabilità e l'ampiezza della
+pulsazione dipendono criticamente dalla adeguatezza dello scenario
+teorico adottato.
+\\
+\\
+{{:c10:fig10_02.jpg?600}}
+\\
+**Fig. 10.2** Distribuzione nel diagramma HR di isocrone
+al variare dell'età e per l'indicata composizione chimica
+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//, schematizzata in Fig. 10.2,
+all'interno della quale tutte le strutture
+risultano instabili per pulsazioni radiali, cioè per ripetitive
+ e  periodiche variazioni di raggio accompagnate da corrispondenti
+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'origine dell'instabilità risiede principalmente nelle zone di
+ionizzazione dell'idrogeno e dell'elio. Ciò rende anche
+qualitativamente ragione dell'esistenza di una //"instability
+strip"//: per temperature efficaci minori del limite rosso della
+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'atmosfera
+stellare. I meccanismi fisici che producono e sostengono
+l'instabilità risiedono principalmente nella risposta
+dell'opacità radiativa (meccanismo K) e dell'esponente
+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'aumentare della gravità debbano diminuire i periodi.
+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, ancor prima di un qualunque calcolo
+dettagliato, che ci attendiamo
+\\
+\\
+$$ P\uparrow \ \ \ quando \ \ \ M\downarrow  \ L\uparrow \  T_e\downarrow$$
+\\
+\\
+I dati in Fig. 10.2 rendono spontaneamente ragione per
+lo scenario osservativo in precedenza delineato.  Si vede infatti
+come nel caso di popolazioni giovani, trascurando la rapida fase
+di attraversamento del diagramma  al termine della combustione
+centrale di H, la strip possa essere popolata solo da quelle
+stelle sufficientemente massicce il cui "loop" in fase di
+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, a molto minore luminosità. E' immediato
+identificare i due casi con le classi, rispettivamente, di Cefeidi
+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.
+</WRAP>
+----
+~~DISQUS~~