Differenze

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

--- c11:modelli_di_evoluzione_galattica [26/05/2010 16:35] – creata -DRAFT - marco
+++ c11:modelli_di_evoluzione_galattica [05/06/2023 10:55] (versione attuale) – tolto codice Facebook marco
@@ Linea 1: / Linea 1: @@
+====== 11.5 Modelli di evoluzione galattica ======
+<WRAP justify>
+L'esplosione di SN è il meccanismo fondamentale che contribuisce
+nel tempo all'arricchimento del gas interstellare con gli
+elementi pesanti sintetizzati  dall'evoluzione delle
+strutture stellari prima e infine dalla nucleosintesi esplosiva. La
+valutazione della quantità di tali elementi al variare della
+massa e della composizione chimica originaria delle strutture
+stesse è l'ingrediente fondamentale per indagare l'evoluzione
+temporale della composizione nucleare della materia nella nostra
+come nelle altre galassie. Senza entrare in dettagli, ricordiamo
+qui a titolo orientativo che le SNIa dovrebbero portare il maggior
+contributo alla produzione di Fe, mentre le SNII arricchirebbero
+la materia interstellare essenzialmente di O.
+Abbiamo già visto come a questo si aggiungano anche altri
+meccanismi, quale la materia elaborata ed eiettata nell'esplosione
+delle Novae. Aggiungiamo ora  che  un ulteriore e non tracurabile
+contributo è  fornito dalla perdita di massa da parte di stelle
+di massa piccola o intermedia in fase  in fase di AGB. Stante il
+loro grande numero, è stato infatti valutato che  le
+strutture di AGB restituiscono al mezzo interstellare più
+materia di quanto non facciano in un egual periodo di tempo le
+SN. La valutazione di un tale contributo dovrebbe risultare quindi
+importante quando si consideri l'evoluzione temporale di elementi
+quali C, N, O o elementi "s".
+Nella sua accezione più generale un modello di evoluzione
+chimica della Galassia, o di una qualsiasi galassia, fa uso di
+tali informazioni integrandole con opportune assunzioni
+sull'andamento temporale della formazione stellare per ricavare
+l'evoluzione temporale della composizione chimica del gas
+interstellare e, da qui, due diversi osservabili:
+  - la composizione chimica del gas interstellare al tempo presente, in generale con particolare riguardo ad uno o più selezionati componenti.
+  -la distribuzione delle relative composizioni chimiche "fossili" testimoniata nelle atmosfere delle stelle della varie generazioni che sono sopravvissute sino al tempo presente.
+Tali modelli galatici costituiscono un affascinante e complesso
+capitolo della moderna astrofisica che qui non può essere
+compiutamente sviluppato. Ci limiteremo ad illustrare un modello
+estremamente semplificato che, nonostante la sua palese
+inadeguatezza, può essere riguardato come un'utile
+"approssimazione zero" della problematica, suscettibile di
+progressivi perfezionamenti e in grado di porre in luce il ruolo
+di alcuni ingredienti.
+\\
+\\
+{{:c11:fig11_09.jpg?500}}
+\\
+** Fig. 11.9** Produzione di elementi (in frazioni di
+massa stellare) per stelle di varie masse. La regione a tratti
+indica la porzione di struttura "congelata" sotto forma di stelle
+degeneri o collassate.
+\\
+\\
+Come esemplificato in Fig. 11.9 assumeremo di
+conoscere la produzione di elementi pesanti al variare della massa
+stellare, assumendo nel contempo che tale produzione // non
+dipenda dalla composizione originaria delle strutture.// Per ogni
+assunta generazione stellare e per ogni assunta IMF (Initial Mass
+Function) resta evidentemente fissato il rapporto  (//"yield"//)
+tra la massa che viene restituita al mezzo interstellare sotto
+forma di elementi pesanti e la massa che viene "congelata" in
+stelle a lunga sopravvivenza che resteranno a testimoniare nel
+tempo la presenza di quella generazione. Assumeremo anche che la
+IMF //rimanga la stessa per tutte le generazioni stellari.//
+Se assumiamo anche che la massa andata in stelle //rimanga
+sempre trascurabile rispetto alla massa del gas interstellare//,
+la metallicita del gas resterà in ogni tempo proporzionale
+alla massa di elementi pesanti in esso riversati. Ma, nelle
+condizioni poste, sarà allora anche proporzionale alla alla
+massa delle stelle a lunga vita che si sono formate prima che il
+gas raggiungesse una prefissata metallicità. Da queste semplici
+considerazioni traiamo dunque che per ogni prefissata
+metallicità deve esistere una relazione di diretta
+proporzionalità tra la metallicitò e il numero di
+stelle con metallicità minore di quella prefissata.Tale
+risultato viene sovebte rappresentato tramite l'andamento della
+variabile cumulativa S/S$_0$ che rappresenta per ogni campione di
+S$_0$ stelle, la frazione di stelle che abbiano metallicità
+inferiore ad ogni assunto Z (Fig. 11.10).
+In forma quantitativa siano M la massa del gas, - dM la massa di gas
+andata in stelle in un episodio di formazione stellare, dM$_S$ la
+massa di stelle ancora sopravviventi  e dM$_Z$ la corrispondente
+massa restituita al gas sotto forma di elementi pesanti. Nelle
+assunzioni del modello //semplice, a riciclaggio istantaneo e
+consumo trascurabile di gas//
+\\
+\\
+$$dM_Z \propto dM_S \propto dM$$
+\\
+\\
+e potremo porre dM$_Z$ = k dM, da cui il contributo a Z di
+ogni generazione stellare
+\\
+\\
+$$dZ = \frac {dM_Z}{M} = - k \frac {dM}{M}$$
+da cui, partendo dal gas cosmologico privo di metalli
+\\
+\\
+$$Z=  ln {M_0} - ln  {M} \ \ \sim \frac {M-M_0}{M_0} \ \ \ {\rm per \ M \rightarrow M_0}$$
+dove M$_0$ è la massa iniziale di gas. Nel caso di consumo
+trascurabile di gas la metallicità risulta dunque, come atteso,
+proporzionale alla massa di gas andat in stelle e quindi anche al
+numero di stelle ancora sopravviventi.
+Si noti che tale derivazione assume implicitamente un continuo e
+regolare processo di formazione stellare. Nelle assunzioni fatte, ad un //burst// di
+formazione stellare corrisponderebbe un salto $\Delta$Z con la
+contemporanea assenza di stelle in quell'intervallo di
+metallicità.
+\\
+\\
+{{:c11:fig11_10.jpg?500}}
+\\
+**Fig. 11.10** Distribuzione cumulativa S/S$_0$ con
+abbondanza metallica non superiore a Z, al variare di Z/Z$_0$. La linea
+a tratti riporta le previsioni del modello semplice con consumo
+trascurabile di gas. Le curve continue simili previsioni ma al
+variare della frazione di massa del gas rimasta all'epoca Z$_0$.
+Il modello semplice che abbiamo descritto rappresenta un punto di
+riferimento che può essere perfezionato introducendo assunzioni
+adeguate, quale ad esempio l'intervento ritardato delle SNIa.
+Modelli cosi perfezionati sono chiamati a rendere ragione dellae
+abbondanze  chimiche osservate nella nostra come nelle altre
+galassie. Tra i vari problemi ricordiamo qui solamente
+l'interessante evidenza secondo la quale nella nostra Galassia le
+stelle povere di metalli mostrano di avere una chiara
+sovrabbondanza di elementi multipli $\alpha$ (C, O, Mg, Si, Ca,
+Ti) rispetto al Fe. E' stato suggerito che ciò sia la
+conseguenza del ritardato intervento delle SNIa, produttrici di
+Fe, rispetto alla rapida sintesi di elementi $\alpha$ nelle SNII.
+</WRAP>
+----
+~~DISQUS~~