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c09:nane_bianche

A9.4 Ammassi Globulari: Nane Bianche di He, Hot Flashers

L'evidenza osservativa di Ammassi Globulari con “Code Blu” deve essere necessariamente interpretata come evidenza di Giganti Rosse che hanno perso massa sino a raggiungere le masse critiche per l'innesco del flash, iniziando la loro fase di combustione centrale $\alpha$ sotto forma di un nuclewo di He contornato al più da un tenuissimo inviluppo ancora ricco di H. Qualunque sia il meccanismo che governa tale abnorme perdita di massa, è lecito ritenere che ben difficilmente possa essere calibrato sui limiti di massa per l'innesco, e ne consegue la predizione che in ammassi con Code Blu alcune Giganti Rosse debbano perdere ancor più massa, mancando l'innesco del flash e andando a contrarre sotto forma di Nane Bianche di Elio.

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Fig. 9.17 Traiettoria nel diagramma HR di una stella di 0.8 M$_{\odot}$, Z=0.0002 per i due indicati valori del parametro di efficienza della perdita di massa nella formulazione di Reimers

La Fig. 9.17 mostra le previsioni teoriche su un tale accadimento, riportando le tracce evolutive per tre diversi valori del coefficiente che regola la perdita di massa nella formulazione di Reimers. Per $\eta$ = 0, si ha la normale evoluzione a massa costante con l'innesco del flash al tip dell' RGB. Per $\eta$ = 1 e 2, quando la massa dell'inviluppo di H scende al di sotto di un valore critico , le strutture abbandonano il Ramo delle Giganti prima di raggiungere il tip, tanto più precocemente quanto maggiore è la perdita di massa. Ricordando come sull'RGB viga una relazione massa del nucleo -luminosità è immediato collegare tale evidenza con le progressivamente minori masse delle strutture.

L'evoluzione di tali strutture nella fase di abbandono dell'RGB mostra interessanti caratteristiche. Si noti innanzitutto nella Fig. 9.17 come prima dell'abbandono le tracce evolutive tendano sia pur leggermente a spostarsi a temperature efficaci minori della traccia a massa costante. L'inviluppo ha tempi scala di Kelvin-Helmotz minori dei tempi evolutivi, e si sposta quindi verso la traccia di Hayashi corrispondente alla diminuita massa. Quando la massa dell'inviluppo scende al di sotto di $\sim$ 0.06 M$_{\odot}$ la struttura termina la sua normale evoluzione di RG, la luminosità si stabilizza e la temperatura efficace inizia a risalire mentre la shell di H continua a trasformare H in He diminuendo la massa dell'inviluppo. Come risultato si ottengono strutture che raffredderanno sotto forma di Nane Bianche di He con inviluppi ricchi di idrogeno anche inferiori al millesimo di massa solare.

L'abbandono del Ramo delle Giganti, con la conseguente escursione verso la sequenza di raffreddamento di Nana Bianca, obbedisce a regole nel contempo precise ed interessanti. Adottando la formulazione di Reimers per la perdita di massa, si trova che al crescere del parametro di efficienza $\eta$ le strutture -come atteso- abbandonano sempre più precocemente il Ramo delle Giganti, ad una luminosità che risulta praticamente indipendente dalla metallicità delle strutture. Quanto questo risultato sia collegato all'intervento di diversi e contemporanei fattori è mostrato dai dati in Fig. 9.18. Il pannello di destra mostra infatti come, a parità di $\eta$ e quindi di luminosità di abbandono, la massa delle strutture sia tanto maggiore quanto minore la metallicità. Questa è l'attesa conseguenza del fatto che al diminuire della metallicità i Rami delle Giganti si spostano a temperature efficaci maggiori e quindi diminuisce, a parità di $\eta$, la perdita di massa.


Fig. 9.18 A sinistra: Massa delle strutture all'abbandono del Ramo delle Giganti al variare dell'efficienza della perdita di massa e per le indicate assunzioni sulla metallicità. A destra: Massa degli inviluppi ricchi di idrogeno all'abbandono del Ramo delle Giganti in funzione della luminosità di abbandono e per le indicate assunzioni sulla metallicità delle strutture.

L'abbandono del Ramo delle Giganti avviene quando, per ogni prefissata luminosità, si perviene ad una massa critica, che aumenta al diminuire della metallicità. Tale aumento non è in realtà sorprendente quando si tenga conto di almeno due fattori. Innanzitutto, la Fig. 9.15 mostra come a parità di luminosità stelle meno metalliche hanno nuclei di He maggiori e quindi, a parità di massa, avrebbero inviluppi idrogenoidi minori. A ciò si aggiunge, come mostrato nel pannello di destra di Fig. 9.18, che al diminuire della metallicità cresce anche il valore della massa minima dell'inviluppo (massa critica) necessaria per sostenere l'evoluzione di Gigante Rossa. Anche per tale accadimento si può ricorrere ad un modello mentale: maggiore la metallicità, maggiore il CNO, più efficiente e più sottile la shell di combustione e, di conseguenza, minori le richieste sulla massa minima dell'inviluppo.

Al quadro generale sin qui riportato, la teoria aggiunge la predizione che al crescere della perdita di massa, le prime strutture che abbandonano il Ramo delle Giganti prima di innescare il flash dell'He, finiscono con subire tale innesco durante l'escursione verso la sequenza di Nana Bianca o addirittura durante il raffreddamento lungo tale sequenza.La Fig.9.19 ne riporta un tipico esempio. Tali strutture sono indicate in letteratura con il termine di “Hot Flashers”, e coprono un ristretto intervallo di masse, dell'ordine di 0.02 M$_{\odot}$. Masse ancora minori non riescono ad innescare il flash e raffreddano come Nane Bianche.

Al termine del flash gli Hot Flashers iniziano la fase di combustione quiescente dell'He quasi, ma non esattamente, in corrispondenza della ZAHB delle masse superiori. Il nucleo di He non è infatti riuscito a svilupparsi completamente e le strutture hanno nuclei di elio leggermente meno massicci, risultando di conseguenza leggermente meno luminose. La Fig.9.20 mostra nel dettaglio un esempio di tale accadimento. Particolare di grande rilevanza è l'evidenza che in base ai meccanismi descritti, tali stelle conserveranno in ogni caso un sia pur tenue inviluppo di idrogeno, non raggiungendo quindi mai l'estremo limite teorico della ZAHB definito da un inviluppo nullo. In base a tali considerazioni la teoria fornisce per le strutture in fase di combustione quiescente di He una temperatura efficace massima non superiore a logT$_e \sim$ 4.5.


Fig. 9.19 Traiettoria evolutiva di un modello di “Hot Flasher”. L'asterisco indica l'innesco del flash dell'He e la linea a tratti collega tale punto col primo modello di combustione quiescente di He centrale. E' riportata anche la successiva evoluzione in combustione quiescente di elio sino al finale raffreddamento sotto forma di Nana Bianca di CO.


Fig. 9.20 ZAHB e fasi di combustione centrale di He per strutture evolutive (linee continue) confrontate con modelli a massa del nucleo costante (linee a tratti). Le masse delle strutture sono indicate in masse solari. Per confronto sono riportati anche tre modelli di puro elio di 0.45, 0.50 e 0.55 M$_{\odot}$ e la traccia evolutiva del modello di 0.50 M$_{\odot}$ sino al raffreddamento come nana di CO.

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Fig. 9.21 Diagramma CM UV delle stelle dell' ammasso NGC2808. La grande linea curva indica la collocazione della ZAHB teorica, e la linea a tratti quella delle fasi di esaurimento dell'elio centrale. Sono indicate alcune fasi evolutine: TO=Turn Off, RHB= Red HB, BHB= Blue HB, AGBm=AGB manquè. E' indicata anche la sequenza di “Blue Stragglers” (BS), di origine incerta.

Numerosi dati osservativi sembrano peraltro indicare che tali temperature sono superate dalle stelle più calde in almeno alcune “Code Blu”. La Fig. 9.21 riporta i dati osservativi per il ramo orizzontale di NGC 2808, come osservato nelle bande 2180 A (estremo UV) e 5500 A (visibile). Si nota innanzitutto come l'uso di bande UV consenta di studiare con grande dettaglio le stelle di HB ad alta temperatura, che in tali bande risultano di gran lunga le più luminose dell'intero ammasso. Colori quali (218-555) usato in figura risultano onoltre ben correlati con le temperature estreme, a differenza - ad esempio - del B-V che a tali temperature ha ormai saturato raggiungendo il suo minimo valore.

Dal confronto dei dato osservativi con le previsioni teoriche, riportate nella stessa figura, si nota come le stelle più calde superino il limite estremo delle previsioni teoriche. Tale accadimento pare anche confermato da osservazioni spettroscopiche, che forniscono per tali stelle temperature dell'ordine di 35000-40000 K (logT$_e \sim$ 4.55-4.60). Il problema è ancora aperto: tra le varie ipotesi segnaliamo quella che collega tali alte temperature ad eventi di mescolamento durante il flash delle strutture meno massicce, che arricchirebbero le atmosfere di tali stelle di He e C.



c09/nane_bianche.txt · Ultima modifica: 04/10/2017 12:06 da marco