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c09:masse_intermedie_ed_overshooting_invasivo

A9.2 Masse intermedie ed overshooting invasivo

Abbiamo indicato come talora si sospetti l'esistenza di un overshooting invasivo che estende il rimescolamento convettivo sensibilmente al di là del limite di Schwarzschild. Trascurando per il momento eventuali undershooting dagli inviluppi convettivi, i maggiori effetti di tale overshooting si manifesterebbero in stelle con nuclei convettivi, dunque in fase di combustione di H all'incirca a partire da $\sim$ 1 M$_{\odot}$. Ne sarebbero invece affette tutte le stelle in fase di combustione di He. Nel discutere la validazione dei modelli stellari abbiamo già indicato come le stelle di HB indichino la necessità di ridurre drasticamente i valori di overshooting correntemente adottati. Qui ci interesseremo in maniera più generale del problema, discutendo le evidenze osservative collegate all'efficienza o meno di tale meccanismo.

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Fig. 9.12 Percorsi evolutivi in fase di combustione di idrogeno per una struttura dagli indicati parametri di massa e composizione, come valutati sotto le diverse indicate assunzioni sull'estensione dell'overshooting invasivo. I punti individuano lunglo le traiettorie evolutive un costante e comune intervallo di tempo.

Gli effetti dell'overshooting nella fase di combustione di H sono chiaramente illustrati in Fig. 9.12, dove sono riportate le evoluzioni di un modello di 1.5 M$_{\odot}$ sotto diverse assunzioni sull'efficienza di tale meccanismo. Come atteso, l'overshooting prolunga la durata della fase di combustione centrale di H, prolungando contemporaneamente l'escursione del modello verso le basse temperature prima di raggiungere la fase di overall contraction. E' facile dedurne che ne seguirà una accentuata curvatura dell'isocrona per la fase di uscita dalla sequenza principale. Come ulteriore “firma” dell'overshooting si può notare la progressiva scomparsa di stelle nella fase immediatamente successiva all'overall contraction. Per validare l'overshooting nei dati osservativi, non basterà dunque fittare le isocrone, dovendosi procedere alla produzione di Ammassi Sintetici.

In generale, per ogni osservata terminazione superiore della Sequenza Principale di un cluster, i modelli con overshooting predicono per il cluster età anche notevolmente superiori alle età “standard”. La disponibilità di informazioni sull'età di un cluster indipendenti dalla terminazione della Sequenza Principale, come ad esempio in linea di principio possibile dalla curva di raffreddamento delle Nane Bianche, condurrebbe quindi ad una accurata validazione dell'efficienza dell'overshooting. Di particolare rilevanza è il notare come al crescere dell'overshooting il Ramo delle Giganti appaia progressivamente depopolato. Anche questa evidenza appare facilmente prevedibile: l'overshooting conduce a nuclei di He di massa maggiore, tendendo quindi a rimuovere la degenerazione elettronica che è all'origine dell'indugiare delle stelle sul Ramo delle Giganti.

L'overshooting diminuisce quindi la massa critica per la Red Giant Transition. Ne segue anche che aumenta l'età della RGT, Da un punto di vista prettamente osservativo, ci si attende di conseguenza che i Rami delle Giganti appaiano a luminosità di TO inferiori di quanto previsto dai modelli standard. I cluster in prossimità della RGT canonica rappresentano dunque un target privilegiate per le indagini sull'efficienza dell'overshooting. Su questo, come su altri parametri, esiste una abbondante letteratura che peraltro non è ancora giunta ad unanimi conclusioni.

L'effetto dell'overshooting sulle masse intermedie è un altro argomento ampiamente investigato in letteratura. Al riguardo, la linea di sviluppo delle relative argomentazioni è facilmente comprensibile. Per ogni prefissato valore della massa (intermedia) originaria, le strutture di Sequenza Principale sviluppano nuclei di He più massivi. In analogia con quanto avviene per le strutture di Sequenza Principale. nella fase di combustione di elio la luminosità cresce al crescere del nucleo di elio, e l'overshooting produrrà quindi in tale fase stelle più luminose e con minore durata nella fase di combustione di elio centrale. L'overshooting dunque opera sulla relazione massa - luminosità delle strutture in combustione di elio: per ogni assegnata luminosità l'overshooting prevede massa minori di quelle previste dalla modellistica standard. Il comportamento pulsazionale delle variabili Cefeidi (supra) sembra confortare una tale ipotesi di masse minori del previsto canonico: le evidenza però mal si accordano anche con lìipotesi dell'overshooting e la citata discrepanza potrebbe essere solo evidenza per fenomeni di perdita di massa.

Grande attenzione è stata infine posta al tentativo di porre in luce le attese differenze temporali, secondo le quali l'intervento dell'overshooting ha il duplice e contemporaneo effetto di aumentare i tempi di combustione di H e di diminuire nel contempo i tempi della combustione di elio. In linea di principio tale differenza può essere messa in luce semplicemente tramite il confronto dei dati osservativi con le predizioni teoriche per le funzioni di luminosità della SP normalizzate al numero di Giganti Rosse. E' immediato comprendere come, per ogni prefissata distribuzione di massa lungo la SP (per ogni fissata IMF), l'ipotesi di overshooting produce meno giganti e, di conseguenza, un LF normalizzata sensibilmente più alta del caso canonico.

La IMF può essere d'altra parte agevolmente ricavata dai dati sperimentali esprimendo la funzione di luminosità osservata per le strutture non evolute della SP in un piano (logN, V). Tale piano risulta di grande utilità ogni qualvolta si discutano funzioni di lumonosità, rivelando le caratteristiche della distribuzione indipendentemente dalla ricchezza del campione. Nel caso in discussione ad ogni esponente della IMF corrisponde una unica e ben determinata pendenza delle curve, e variazioni nel numero totale delle stelle implicano solo uno spostamento solidale della curve lungo l'asse delle ascisse. La Fig. 9.13 mostra un esempio dell'applicazione di tale tecnica all'ammasso NGC1866 in LMC, ripetutamente usato come test per indagare l'efficienza di overshooting invasivi. Purtroppo incertezze nei dati sperimentali e difformità negli scenari teorici di riferimento non hanno ancora portato a conclusioni unanimi.

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Fig. 9.13 Funzione di luminosità per le stelle di SP del cluster NGC1866 in LMC, confrontata con le predizioni teoriche per vari valori dell'esponente della IMF. Ancora una volta si trova che le stelle seguono con ottima approssimazione una distribuzione di Salpeter ($\alpha$ = 2.35)

Per amore di precisione, notiamo infine che in quanto sopra abbiamo leggermente abusato della definizione di SP: con tale termine abbiamo infatti indicato la sequenza di stelle che in realtà e formata stricto sensu non solo da strutture di SP, ma ha alla sua culminazione strutture nelle fasi immediatamente successive alla overall contraction. Per porre in chiaro tale ulteriore contributo, al posto di SP è stata talora usata la definizione di Blue Sequence (BS), ma questo è dettaglio marginale.




c09/masse_intermedie_ed_overshooting_invasivo.txt · Ultima modifica: 04/10/2017 11:57 da marco