Possibili cause delle anomalie chimiche

E’ ampiamente accettato che l’origine di tutte queste correlazioni sia da attribuirsi a reazioni di cattura protonica (cicli CNO, NeNa e MgAl) che avvengono in prossimità delle shell di combustione di stelle giganti. Catene di catture protoniche possono infatti avvenire nelle shell di combustione di idrogeno in stelle di massa M ≤ 1 M all’inizio dell’ascesa del ramo

delle giganti rosse e nelle cosiddette Hot Botton Burning Region (regioni HBB) negli inviluppi convettivi di stelle massive 3÷8 M in fase di AGB (Blocker e Schonberner, 1991; Boothroyd

e Sackmann 1992; Gratton et al. 2004 e referenze citate). Per questo motivo vi sono due principali scenari previsti:

• scenario evolutivo: ipotizza la presenza di un meccanismo di mescolamento aggiun- tivo, non considerato dai modelli standard (i quali prevedono un unico evento signi- ficativo di mescolamento rappresentato dal primo dredge up all’inizio dell’ascesa del RGB) capace di portare in superficie materiale processato nuclearmente nella shell di combustione di H in modo da spiegare le anomalie osservate nelle giganti rosse degli ammassi globulari (Gratton et al., 2004 e referenze citate).

• scenario primordiale: ipotizza che l’origine delle correlazioni sia di carattere pri- mordiale e dovuta ad un arricchimento del gas che ha formato l’ammasso da parte di materiale eiettato da stelle di massa intermedia in fase di AGB (Gratton et al., 2004 e referenze citate).

I due scenari non sono tra loro incompatibili ma anzi è probabile che le distribuzioni osservate nelle stelle siano dovute all’effetto congiunto dei due diversi processi.

E’ inoltre possibile un ulteriore meccanismo fisico che prevede che l’arricchimento del gas stellare sia dovuto al materiale disperso da stelle in fase di RGB che hanno subito un episodio di mescolamento non convenzionale (Denissenkov e Weiss, 2004).

Il fatto che in molti ammassi si osservi una diminuzione delle abbondanze di [O/Fe], [C/Fe] e del rapporto isotopico 12_C/13_C all’aumentare della luminosità in RGB (e dunque

all’aumentare della fase evolutiva) sembra supportare il primo scenario. Accenniamo però al fatto che un qualche meccanismo di mescolamento capace di portare in superficie materiale processato nella shell può essere attivo solo per stelle dell’ammasso per cui la shell di combus- tione ha superato la discontinuità nel gradiente di composizione generata dal primo dredge up, ovvero per stelle di luminosità superiore a quella del RGB bump. In caso contrario un trasporto di massa tra la shell e l’inviluppo esterno andrebbe a distruggere la discontinuità nel gradiente in composizione e causerebbe la scomparsa del bump (Martell et al., 2008 e referenze citate).

Simulazioni numeriche con modelli evolutivi convenzionali sembrano infatti riprodurre correttamente il rapporto isotopico 12

C/13C osservato nelle atmosfere di stelle di campo in

fasi evolutive precedenti al RGB bump (Gratton et al,. 2000), mentre per stelle di campo in fasi evolutive più avanzate il disaccordo osservato sembra mostrare l’evidenza di un episodio ulteriore di mescolamento (Smith e Martell, 2003) che causa una diminuzione del 12

C, di

5.4 Peculiarità nelle abbondanze degli elementi 98

Nelle stelle di campo non si osservano invece correlazioni O-Na e Mg-Al per cui, se queste correlazioni osservate nelle stelle appartenenti ad ammassi globulari fossero dovute ad un qualche episodio di mescolamento, questo dovrebbe essere più profondo che nel caso di stelle di campo. Inoltre la presenza di variazioni nelle abbondanze di [C/Fe] osservate in stelle di stessa fase evolutiva e in stelle non evolute, in particolare in stelle di piccola massa in MS che hanno piccoli inviluppi convettivi e che bruciano idrogeno con la catena pp, è indicazione che parte delle correlazioni osservate abbia origine primordiale (Belmann et al., 2001; Gratton et al., 2004, e referenze citate).

Per tutte queste ragioni è spesso suggerito che dopo il bump si verifichi un episodio di mescolamento aggiuntivo che cambia le abbondanze di Li, C, N e il rapporto isotopico

12_C/13_{C ma che lascia inalterate le abbondanze di O e Na (per cui il mescolamento non}

raggiunge zone profonde e abbastanza calde dove O è trasformato in N e Ne in Na). Le ulteriori correlazioni che si osservano in fasi evolutive precedenti al bump e le variazioni nelle abbondanze che vi sono tra stelle a parità di fase evolutiva sono generalmente spiegate con lo scenario primordiale.

Alcuni autori tuttavia (Denissenkov e Weiss, 2004) suggeriscono che anche la correlazione O-Na potrebbe essere spiegata in termini di meccanismi di mescolamento non convenzionali asserendo che le mutue interazioni dinamiche tra le stelle degli ammassi globulari potrebbero indurre moti rotazionali tali da modificare l’efficienza dei mescolamenti rispetto alle stelle di campo. In questo modo si apre la possibilità di uno scenario ulteriore che prevede l’arricchi- mento del gas stellare da parte di venti stellari di stelle di piccola massa (per M ≥ MT O)

che hanno subito modifiche sostanziali delle abbondanze superficiali a seguito di meccanismi di mescolamento non convenzionali. Questa ipotesi è comunque ritenuta poco probabile a causa dei tempi evolutivi relativamente lunghi di queste stelle.

Visto che, per il nostro lavoro, vogliamo individuare le possibili cause di uno spostamento della posizione del bump rispetto a quella prevista con i modelli teorici possiamo trascurare gli effetti di un mescolamento non convenzionale dal momento che tale episodio può modificare la struttura delle stelle solo in fasi evolutive successive al RGB bump ricordandoci però, nelle considerazioni future, che i nostri modelli potrebbero fallire nel riprodurre le abbondanze superficiali di alcuni elementi in stelle in fase avanzata di gigante rossa.

Il secondo scenario prevede che una generazione precedente di stelle di massa intermedia in fase di AGB (IM-AGB) abbia arricchito il gas stellare di materiale processato nuclear- mente e espulso durante la fase dei pulsi termici6_{. Durante l’evoluzione di queste stelle si}

può verificare l’hot botton burning (HBB) quando l’inviluppo convettivo raggiunge zone ab- bastanza profonde in cui le temperature alla base della zona convettiva sono tali da bruciare in 14_{N buona parte del}12_{C. Per determinati valori della massa della stella il bordo inferiore}

dell’inviluppo convettivo entra in contatto con la shell di combustione di elio portando car- burante fresco nella regione dove avviene l’HBB (Blocker e Schonberner, 1991; Boothroyd e Sackmann 1992).

Poiché le temperature nella regione HBB in questo caso superano i 108 K, i cicli CNO,

6_{Alla fine della fase di AGB le stelle sperimentano una serie di “pulsi termici”, cioè espansioni e contrazioni}

dovute a continue accensioni e spegnimenti delle due shell di combustione di H e He, che provocano forti perdite da massa e portano la stella a perdere quasi tutto l’inviluppo esterno.

5.4 Peculiarità nelle abbondanze degli elementi 99

NeNa e MgAl sono tutti attivi e quando, durante l’evoluzione delle stelle, i prodotti di queste reazioni sono portati in superficie (terzo dredge-up) vanno a modificare la composizione chimi- ca superficiale. Tali variazioni chimiche delle abbondanze sono osservate spettroscopicamente e mostrano correlazioni simili a quelle osservate per le stelle degli ammassi.

Molti autori hanno cercato di modellizzare le caratteristiche delle stelle in AGB di massa intermedia e bassa metallicità e da questi studi è risultato che stelle di 4 ÷ 5 M possono

perdere fino all’80% della loro massa a causa di venti stellari. Le stelle che hanno subito episodi di HBB possiedono inviluppi dove il C è ridotto anche di un fattore 10 ed è processato nuclearmente in N mentre il rapporto isotopico 12_C/13_{C è vicino al valore di equilibrio del}

ciclo CN. In questo caso ovviamente dato che il C e N portati in superficie dal dredge-up sono quelli prodotti dalla combustione 3α e dalle successive fusioni con H la somma C+N+O superficiale sarà diversa da quella originale della stella. In stelle di bassa metallicità anche O è processato in N in modo molto efficiente e si produce Mg, Na e Al da reazioni di cattura protonica (vedi Gratton et al., 2004 e referenze citate per un sunto sui risultati più recenti riportati in letteratura).

A causa dei diversi tempi evolutivi le stelle di massa intermedia raggiungono la fase dei pulsi termici e perdono l’inviluppo solo dopo il termine della vita delle stelle più massic- ce (dopo circa 108 _{anni dalla formazione) e questa condizione è molto importante perchè}

qualora non fosse verificata il gas disperso dalle stelle in fase di AGB sarebbe spazzato via dall’ammasso a seguito delle esplosione di supernove. I venti stellari di stelle intermedie in fase di AGB non hanno invece velocità tali da lasciare l’ammasso e sembrano concentrarsi principalmente nelle regioni centrali.

Tra le altre qualità che ne fanno i migliori candidati per spiegare l’arricchimento del gas stellare vi è il fatto che queste stelle non sintetizzano elementi del picco del ferro per cui non ci si aspetta una variazione in [Fe/H] in eventuali generazioni successive formatesi dal materiale eiettato da queste stelle. Nella maggior parte degli ammassi globulari infatti non si osservano variazioni significative nelle abbondanze di [Fe/H] tra le stelle e il processo invocato per spiegare le anticorrelazioni deve verificare questa condizione.

Accenniamo però al fatto che, se l’origine delle correlazioni è dovuta ad arricchimento da parte di materiale eiettato da stelle in fase di AGB, il gas stellare dovrebbe mostrare un arric- chimento di elio rispetto alla composizione chimica originale dell’ammasso perché anch’esso è trasportato in superficie a seguito dei profondi mescolamenti che avvengono in questa fase evolutiva. L’esistenza di variazioni dell’abbondanza di elio all’interno degli ammassi è però molto difficile da verificare. Le stelle che hanno subito un arricchimento da parte di stelle IM-AGB dovrebbero inoltre mostrare un valore dell’abbondanza totale di [(C+N+O)/Fe] maggiore rispetto alla composizione originale dell’ammasso perché negli inviluppi delle stelle IM-AGB tale valore viene aumentato a seguito del terzo dredge up.

Infine le abbondanze di elementi come il Ba, ovvero elementi prodotti da processi s che avvengono nelle shell delle stelle in fase di AGB, dovrebbero mostrare delle differenze rispetto alle abbondanze delle stelle di campo di metallicità simile7 che non sono riscontrabili in tutti

7_{Tutti gli elementi con Z > 30 sono sintetizzati mediante reazioni di cattura neutronica. Le reazioni di}

cattura neutronica possono avvenire mediante processi s, in cui il tasso di cattura neutronica è basso se comparato al tasso di decadimento beta, o in processi r dove si ha il contrario ed ovviamente in situazioni

5.4 Peculiarità nelle abbondanze degli elementi 100

gli ammassi che presentano le correlazioni sopradescritte (sono osservate ad esempio in M4). A supporto dello scenario di arricchimento da parte di stelle di AGB, negli ultimi anni le osservazioni fotometriche hanno mostrato chiari segni di popolazioni multiple all’interno dei singoli ammassi: NGC 2808, M54, NGC 1851, NGC 6388 (D’Antona et al., 2005; Siegel et al., 2007; Milone et al., 2008; Piotto, 2008). In questi ammassi è stata riscontrata la presenza di MS e SGB multipli spiegate in termini di compresenza di più popolazioni con diversa età o composizione chimica. Per NGC 1851 Young et al. (2009) hanno inoltre osservato che l’abbondanza totale di [(C+N+O)/Fe] varia di 0.6 dex tra le stelle dell’ammasso ed è correlata con le abbondanze di Na, Al, Zr e La.

Un processo di arricchimento del gas dell’ammasso da parte di stelle in fase di AGB è molto difficile da modellizzare soprattutto perché questa fase evolutiva è molto complessa e i modelli evolutivi, nel tentare di riprodurla, sono soggetti a molte incertezze sugli input fisici (che hanno interessato anche la fase precedente di HB) e sui processi fisici quali ad esempio l’efficienza della convezione e il tasso di perdita di massa subito dalla stella (oltre naturalmente alla velocità dei venti stellari). Per tutti questi motivi gli attuali modelli stellari non sono in grado di dare una definitiva predizione delle abbondanze degli elementi negli inviluppi di stelle di massa intermedia in fase di AGB (Ventura e D’Antona, 2005).

Per modellizzare un processo di arricchimento è necessario inoltre fare assunzioni sull’IMF dell’ammasso considerando anche eventuali dipendenze temporali e la possibilità che all’in- terno di un singolo ammasso possano coesistere generazioni non coeve. Bisognerebbe capire infatti se l’arricchimento di materiale espulso da stelle di AGB da parte di stelle più piccole è avvenuto prima della loro formazione oppure se queste hanno accresciuto materiale sulla superficie durante la loro evoluzione. Alcuni autori (Gratton et al., 2004) sono a favore della prima ipotesi sostenendo che, per vedere le correlazioni osservate nelle atmosfere di molte stelle, l’arricchimento deve aver interessato ampie porzioni della struttura perché altrimenti il materiale arricchito sarebbe stato diluito dai moti convettivi almeno per stelle con inviluppi molto estesi.

Per tutti questi motivi non ci non ci soffermeremo sulle caratteristiche di questi processi dal momento che il nostro scopo e solo quello di verificare se le variazioni primordiali nella composizione chimica dell’ammasso “rispetto alla mistura α−enhanced assunta” possono influenzare notevolmente la posizione del bump.

Per far questo occorre avere una stima di tali variazioni per quanto riguarda la compo- sizione chimica del nostro ammasso.

Nel caso specifico di M92, mediante studi spettroscopici, sono state riscontrate le anti- correlazioni O-Na e Al-Mg (Shetrone, 1996) e variazioni nelle abbondanze del carbonio e del sodio, a parità di fase evolutiva, lungo tutto il ramo delle giganti rosse fino a σ [C/F e] ∼ 0.5 dex e σ [Na/F e] ∼ 0.25 dex (Carbon et al., 1982; Sneden et al., 2000).

Yong et al. (2008) hanno dimostrato l’esistenza di variazioni tra stella a stella, a parità di fase evolutiva, nell’abbondanze di [N/Fe] lungo tutto il CMD anche se tale evidenza non è

intermedie. I processi s avvengono durante la fase di combustione quiescente di elio in shell in stelle di massa piccola o intermedia e sono responsabili delle abbondanze di elementi quali ad esempio, Sr, Zr, Ba, La. Gli elementi derivanti da processi r sono invece creati durante le fasi finali di vita delle stelle massicce e sono principalmente responsabili delle abbondanze di Rh, Ag, Eu, Pt.

5.4 Peculiarità nelle abbondanze degli elementi 101

derivata da studi spettroscopici ma dalla relazione ricavata per NGC 6752 tra l’abbondanza di azoto e l’indice fotometrico c1 del sistema fotometrico Stromgren (definito come c1 = (u - v) - (v - b)).

Si osserva anche una bimodalità nelle abbondanze di [O/Fe] (Shetrone, 1996.; Sneden et al., 1991) mentre non si riscontrano evidenze della presenza di materiale arricchito da processi s nelle abbondanze di [Ba/Eu] (Sneden el al., 2000).

Ricordiamo inoltre che per tre giganti Langer et al. (1998) hanno trovato variazioni

σ[F e/H] ∼ 0.1 dex che potrebbero far pensare all’esistenza di generazioni non coeve al-

l’interno dell’ammasso e supportare le varie ipotesi riguardanti scenari di arricchimento da parte di stelle in vari intervalli di massa anche se le variazioni riscontrate sono dell’ordine dell’incertezza sulla stima del [Fe/H]. Young et al. (2008) hanno trattato un caso simile riscontrando per l’ammasso NGC 6752 variazioni nelle abbondanze di N, O, Na Mg e Al accompagnate da variazioni di lieve entità nelle abbondanze degli elementi pesanti. Tali ev- idenze potrebbero supportare scenari di autoarricchimento degli ammassi globulari da parte di stelle in vari intervalli di massa.

Anche se, come abbiamo già detto, non siamo interessati ai processi di mescolamento non convenzionale che vanno a modificare le abbondanze delle stelle solo a seguito del bump, accenniamo al fatto che M92 presenta delle caratteristiche molto peculiari per quanto riguarda questo processo. Come riscontrato da molti autori (Carbon et al., 1982; Bellman et al., 2001), nel caso di M92, le abbondanze superficiali di [C/Fe] e il rapporto isotopico12_C/13_Csembrano

diminuire con la fase evolutiva a partire da luminosità inferiori a quelle del bump.

Una delle ipotesi proposte da Bellman et al. (2001) per spiegare questo comportamento è che vi sia un’intervallo primordiale di abbondanze di [C/Fe] e che le stelle di M92 inizino a ridurre il carbonio superficiale a causa di mescolamenti non convenzionali a partire da abbondanze diverse. La compresenza di popolazioni con composizione chimica diversa in principio potrebbe comportare un allargamento consistente del picco oppure la presenza di più di un bump, che non sono riscontrati osservativamente. Questo ha fatto pensare che, almeno per una parte delle stelle, il mescolamento sia stato così efficace da distruggere la discontinuità nel gradiente di composizione chimica prodotto dal dredge up e far sparire il bump.