4.3.1 Premessa: fenomeni di dredge up
Durante l’evoluzione di una stella ci sono delle fasi in cui la zona di convezio- ne superficiale affonda fino a zone dove sono avvenute combustioni nuclea- ri, portandone in superficie i prodotti. Questi fenomeni vengono chiamati “dredge up”.
Tutte le stelle di piccola e media massa mostrano, con maggiore o minore efficienza, un primo dredge-up durante la fase di RGB in cui la convezione affonda fino alle regioni pi`u esterne di combustione dell’idrogeno in elio: vengono quindi portati in superficie elio e, se in quelle regioni sono stati attivi i cicli CN-NO, anche i metalli processati attraverso questi cicli. L’effetto `e una modifica delle abbondanze superficiali di H, He e degli elementi coinvolti nel biciclo CN-NO.
Le stelle di massa magiore di 3M sono interessate anche dal cosiddetto
“secondo dredge up”, all’inizio della fase di ramo asintotico. Dopo lo spegni- mento della shell di combustione di H in He successivo all’innesco della shell di combustione di He in C e O, la convezione affonda fino a regioni in cui
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Si chiama ramo asintotico la fase evolutiva in cui una stella possiede un nucleo di carbonio e ossigeno e due shell di combustione nucleare: una di elio in carbonio e ossigeno e una, pi`u esterna, di idrogeno in elio
4.3. Stelle di ramo asintotico di massa intermedia
l’idrogeno si `e trasformato in elio, aumentando l’Y superficiale e alterando le abbondanze degli elementi C, N, O.
In fase di AGB avanzata avviene inoltre un fenomeno noto come “pulsi termici”, che descrivo brevemente nel seguito.
In fase di ramo asintotico, per qualunque massa, ad un certo punto la shell di idrogeno, continuando a spostarsi verso regioni pi`u esterne, si trova a una temperatura troppo bassa e si spegne. La shell di combustione di elio continua anch’essa a spostarsi in massa verso regioni sempre pi`u esterne, avvicinandosi alla shell in cui bruciava idrogeno, che si `e spenta. Dato che non possono esistere gradienti di temperatura troppo grandi la temperatu- ra delle due shell diventa sempre pi`u vicina. Quello che succede `e che la temperatura della shell di combustione di elio si abbassa fino al suo spegni- mento. La stella, priva della sua sorgente di energia nucleare, subisce una contrazione che la porta ad un aumento di temperatura, con conseguente riaccensione della shell di idrogeno. La shell di elio rimane invece spenta perch´e le temperature non sono sufficienti al suo funzionamento. La shell di idrogeno, ritornata a funzionare, riaccumula elio sopra alla shell di brucia- mento dell’elio che si era spenta; in una fase successiva si riaccende anche la shell di elio in ambiente degenere con un’accensione di tipo “a flash”.
Questo fenomeno pu`o avvenire tante volte consecutive, in regioni sempre pi`u esterne della stella. Il funzionamento `e schematizzato in figura 4.1.
Figura 4.1: Schema riassuntivo della fare dei pulsi termici. Le shell in cui c’`e combustione nucleare sono rappresentate da un riquadro pieno (Castellani, 1985)
Durante la fase dei pulsi termici si possono attivare moti convettivi che portano in superficie i prodotti della combustione dell’elio. Infatti all’innesco della shell di elio si crea un’instabilit`a convettiva che porta prodotti della combustione dell’elio nella zona tra le due shell. Successivamente, dopo lo spegnimento della shell di idrogeno, la zona convettiva superficiale affonda
fino alla zona tra le due shell. Come dicevo, il risultato di questo processo in due fasi, detto “terzo dredge up”, `e che vengono portati in superficie, oltre all’elio, anche prodotti della sua combustione (carbonio e ossigeno). Una conseguenza `e che la modifica dei rapporti in superficie tra le abbondanze dei vari metalli `e tale che la somma [C+N+O]/[Fe] aumenta, con conseguente aumento della metallicit`a in superficie. Inoltre aumentano anche gli elementi da cattura neutronica tramite processi s, formatisi a causa dei neutroni liberi prodotti da alcune catene di combustione in fase di ramo asintotico e subito catturati dai nuclei.
In stelle di massa superiore a 4.5 − 5M avviene anche, tra un pulso
termico e l’altro, un fenomeno detto “hot bottom burning” (HBB): la tem- peratura alla base della zona convettiva `e abbastanza alta da innescare la combustione dell’idrogeno. In questo modo pu`o essere portata in superfi- cie materia caratterizzata da abbondanze anomale: in particolare, rispetto alla composizione chimica originale della stella, dovrebbero risultare modi- ficate le abbondanze di carbonio e azoto che partecipano alla combustione dell’idrogeno tramite il ciclio C-N.
4.3.2 Caratteristiche del gas espulso
La composizione chimica del gas espulso dalle stelle in fase di AGB presenta, almeno qualitativamente, le caratteristiche generalmente attribuite alle stelle che vengono dette della “seconda generazione”. Il secondo e il terzo dredge up, infatti, portano in superficie gas che `e stato interessato dai processi di combustione precedentemente descritti, presentando quindi un aumento dell’elio e variazioni nelle abbondanze di C, N, O, Na ed altri metalli.
Nel fenomeno del terzo dredge up, per`o, a causa dell’affondamento della convezione fino a regioni in cui `e avvenuta la combustione dell’elio, come gi`a discusso, oltre all’abbondanza di elio aumentano anche le abbondanze superficiali di carbonio e ossigeno. Aumentano quindi la metallicit`a totale e il rapportoC+N +OF e , cosa che non si osserva nelle seconde generazioni della maggioranza degli ammassi globulari.
Un’ipotesi risolutiva `e che le stelle in fase di AGB abbiano espulso velo- cemente molta massa riducendo cos`ı il numero dei pulsi termici , senza un aumento superficiale apprezzabile di C + N + O(Renzini, 2008). La durata della fase di AGB `e fortemente dipendente dal modello, esistono comunque modelli che prevedono una rapida espulsione di massa poco dopo l’inizio del- l’HBB (Bloecker & Schoenberner, 1991). La questione `e delicata perch`e deve anche esserci stato tempo per consentire all’HBB di produrre le anomalie chimiche richieste.
La composizione chimica del gas espulso da stelle in fase di AGB `e for- temente dipendente dal modello. I dettagli dei modelli che influiscono sulla composizione chimica del gas espulso sono numerosi: per esempio il rate di perdita di massa, l’efficienza delle reazioni nucleari, la modellizzazione
4.3. Stelle di ramo asintotico di massa intermedia
della convezione nel nucleo in fasi precedenti a quella di AGB (Ventura & D’Antona, 2005a,b). Le differenze pi`u importanti tra i vari modelli sono per`o dovute al trattamento della convezione nell’inviluppo esterno. Una convezione pi`u efficiente, oltre a modificare il profilo di temperatura della stella, porta ad avere temperature pi`u alte alla base della regione convettiva esterna. Questa caratteristica rende pi`u facile l’innesco, all’inizio della fase di AGB, dell’hot bottom burning, una combustione di idrogeno e di 3He
che aumenta la luminosit`a della stella e, di conseguenza, il rate di perdita di massa. Un rate di perdita di massa pi`u alto riduce il numero di pulsi termici riducendo cos`ı anche le variazioni di composizione chimica del gas rilasciato rispetto a quella della popolazione stellare precedente. Al variare dell’assunta efficienza della convezione esterna, che non `e nota con precisio- ne, cambia quindi, a parit`a di massa iniziale della stella, la composizione chimica del gas rilasciato in fase di AGB. Il modello di convezione adottato da Ventura & D’Antona (2008) riduce il tempo di vita in fase di AGB e riduce il numero dei pulsi termici e, quindi, gli effetti del terzo dredge-up in un range di masse maggiore rispetto a quello di Karakas & Lattanzio (2007). In particolare i modelli pubblicati da Karakas & Lattanzio (2007) prevedo- no che solo le stelle pi`u massicce, intorno alle 7M , abbiano composizioni
chimiche superficiali compatibili con il gas della seconda generazione della maggior parte degli ammassi globulari, cio`e non presentino un significativo aumento della somma C+N+O. Al contrario i modelli di Ventura & D’An- tona (2008) sembrano essere compatibili con i modelli di formazione degli ammassi globulari anche per masse pi`u piccole, fino a circa 5M .
Va fatto infine un cenno alla produzione degli elementi s (da cattura neutronica lenta): le stelle di AGB producono elementi s sia leggeri (per esempio Rb, Sr, Y, Zr) sia pesanti (per esempio Ba, La, Ce, Nd) (Busso et al., 2001; Travaglio et al., 2004). In ammassi in cui il gas `e stato contaminato dalle stelle di AGB ci si aspetta quindi una correlazione tra le abbondanze di Y, Ba e N, cio`e che le stelle della seconda generazione siano pi`u ricche di Y e Ba.
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E anche stato studiato il gas espulso da stelle in fase di super-AGB. Si chiamano super-AGB le stelle che hanno massa sufficiente ad innescare la combustione del carbonio, ma non abbastanza da esplodere in una supernova da collasso del core. Le stelle in fase di super-AGB possono esplodere come supernovae da cattura di e− su nuclei di Ne o diventare nane bianche di O/Ne se la perdita di massa eccessiva impedisce al core di raggiungere la massa limite di Chandrasekhar. Queste stelle, nella fase di combustione del carbonio in shell, possono attraversare una fase di pulsi termici e di perdita di massa simile alle stelle in AGB. Il contributo delle super-AGB potrebbe essere necessario per spiegare la frazione di elio Y molto alta (maggiore di 0.35) delle seconde generazioni in alcuni ammassi globulari. Stelle in questa fase, infatti, hanno una percentuale molto alta di elio in superficie (Y=0.36-0.38) (Siess, 2007).