Diusione

La necessità di introdurre nelle equazioni di una struttura stellare anche dei processi diusivi che siano in grado di determinare una variazione delle composizione chimi- ca all'interno della stella è stata evidenziata attraverso lo studio dei modelli solari, in particolare dalle osservazioni a disposizione ricavate dall'eliosismologia, come mostra- to originariamente da Bahcall & Pinsonneault (1992), e successivamente confermato da altri (Turck-Chièze et al. (1993); Bahcall et al. (1995); Ciacio et al. (1997)). Questi lavori hanno mostrato come i processi diusivi siano indispensabili per riprodurre i dati osservativi relativi alle caratteristiche del Sole.

Per quanto riguarda il dip, è stato mostrato da Richer & Michaud (1993) (RM93) che è spiegabile attraverso la diusione, in particolare sono due i meccanismi concorrenti che ne determinano la particolare forma, la sedimentazione gravitazionale e la levitazione radiativa.

La sedimentazione gravitazionale è legata alla forza di gravità che tende a concen- trare il litio (o altri elementi) verso il centro della stella. Questo processo è molto poco eciente ed è sfavorito dalla presenza di inviluppi convettivi estesi, dove la materia è continuamente rimescolata su tempi scala molto inferiori a quelli tipici della diusione. Solamente alla base della zona convettiva l'ecienza della diusione aumenta ed è pro- prio da questo punto che ha inizio la sedimentazione verso il centro; stelle con inviluppi convettivi molto estesi hanno comunque alla base della zona convettiva gravità basse, quindi l'ecienza legata a questo processo sarà bassa.

Per quanto riguarda la levitazione radiativa, questa è dovuta all'assorbimento di fotoni su atomi parzialmente ionizzati, che quindi acquistano l'impulso del fotone incidente e vengono lentamente spinti verso l'esterno. Le zone in cui l'eetto è massimo sono proprio quelle in cui si ha ionizzazione parziale del Li; a seconda della temperatura della stella

queste regioni possono essere più o meno in profondità, da qui la diversa ecienza di questo processo al variare della temperatura. Per raggiungere la supercie infatti è necessario che il Li spinto verso l'esterno dalla pressione di radiazione riesca a entrare nella zona convettiva esterna, in modo che la convezione riesca a mescolarlo con l'altra materia e a portarlo in supercie. Aumentando la temperatura della stella la zona di ionizzazione parziale si spinge verso regioni più esterne e quindi può arrivare a interessare anche parte della zona convettiva superciale.

Con questi due meccanismi si riesce quindi a spiegare la forma del dip del Li, gu-

ra 1.12. Stelle con Tef f < 5500 ÷ 6000 K hanno inviluppi convettivi molto estesi, e

sono abbastanza fredde per cui la zona di ionizzazione parziale del Li è molto lontana dall'inviluppo convettivo; per queste stelle si ha una debolissima dipendenza dell'ab- bondanza superciale di Li sia dalla sedimentazione gravitazionale che dalla levitazione radiativa. Aumentando la temperatura no a valori di circa 6000 ÷ 6500 K (lato freddo del dip), diminuisce l'estensione della zona convettiva, in modo che la sedimentazione diventi un processo eciente; aumenta anche l'ecienza della levitazione, dato che la zona di ionizzazione del Li si spinge verso l'esterno, e aumenta il usso di fotoni, ma è la sedimentazione il processo dominante. L'abbondanza superciale è quindi determinata essenzialmente dalla gravità della stella, e quindi all'aumentare della massa (tempera- tura) il litio diminuisce. Aumentando ulteriormente la temperatura (6500 ÷ 7000 K) si ha una minore estenzione dell'inviluppo convettivo, ma si sposta notevolmente verso l'esterno anche la zona di ionizzazione parziale del Li che arriva a interessare le zone soggette a convezione. In questo caso domina la levitazione che spingendo il Li verso l'esterno comporta una risalita nell'abbondanza superciale (lato caldo del dip).

Nei modelli teorici di RM93 però si ha un ulteriore eetto per stelle più calde, Tef f >

7200 K; stelle con queste temperature hanno inviluppi convettivi molto poco estesi così

che il Li spinto dalla pressione di radiazione non riesce ad arrivare nella zona convettiva. La presenza di un sottile strato convettivo superciale favorisce invece la sedimentazione gravitazionale, con una conseguente rapida discesa dell'abbondanza superciale di Li, 1.12. Questo andamento è in netto contrasto con quello osservato negli ammassi in cui sia presente il dip.

Riassumendo quanto detto, i modelli di RM93 riescono a riprodurre la corretta po-

sizione del dip (in Tef f), ma non sono in grado di spiegare altrettanto bene la larghezza

del dip e la profondità; inoltre prevedono una rapida diminuzione del Li superciale per

le stelle con Tef f > 7200K contrariamente a quanto osservato.

Nel caso dei nostri modelli, il codice utilizzato dispone della trattazione della diu- sione senza la levitazione radiativa, come discusso in Thoul et al. (1994), e trattando stelle di massa medio/piccola, cioè con temperature ecaci inferiori a quelle del dip, il contributo della levitazione radiativa può essere completamente trascurato; inoltre que- sto non inuenza il confronto con le osservazioni visto che anche i dati ricavati da Sestito & Randich (2005) coprono intervalli di temperatura ecace inferiori a quelli presenti nel lato freddo del dip.

1.7 Previsioni dei modelli teorici. 31

Figura 1.12: Confronto delle previsioni dei modelli teorici con sedimentazione gravita- zionale e levitazione radiativa con le ossservazioni del dip del Li per 4 ammassi aperti. La curva continua rappresenta i modelli calcolati con Z = 0.02, [Fe/H] = 0.0, mentre la curva tratteggiata quelli con Z = 0.03, [Fe/H] = +0.18. Nel caso in cui l'età è denita entro un intervallo di valori, la curva più sottile e quella siù spessa si riferiscono rispet- tivamente al valore più basso e più alto di età. Figura adattata da Richer & Michaud (1993).