Ramo orizzontale: differenze tra le versioni

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Il ramo orizzontale (o bracco orizzontale o HB, acronimo dell'inglese Horizontal Branch) è uno stadio dell'evoluzione delle stelle di massa media e piccola, che segue quello del ramo delle giganti rosse. L'accensione dell'elio, che avviene nelle stelle che raggiungono l'apice del ramo delle giganti rosse, determina una sostanziale modifica della struttura stellare che si traduce in una diminuzione della luminosità, nella contrazione della stella e in un conseguente aumento della temperatura superficiale. Le stelle del ramo orizzontale ricavano la loro energia dalla fusione dell'elio in carbonio nel nucleo e dalla fusione dell'idrogeno in elio in un guscio che circonda il nucleo^[1]^[2].

Il ramo orizzontale fu scoperto studiando la fotometria degli ammassi globulari^[3]^[4], mentre era assente in quella degli ammassi aperti che erano stati studiati fino ad allora. Il ramo orizzontale deriva il suo nome dal fatto che negli ammassi di stelle di bassa metallicità, come gli ammassi globulari, le stelle del ramo si dispongono in una linea più o meno orizzontale sul diagramma H-R^[5].

Evoluzione

Nelle stelle di sequenza principale di massa media e piccola la fusione l'idrogeno in elio aumenta costantemente la concentrazione di elio nel nucleo. La velocità di tale processo è determinata da vari fattori, ma quello primario è la massa della stella stessa. Quando la concentrazione di elio raggiunge un certo limite, il nucleo non è più in grado di sostenere reazioni nucleari, che pertanto migrano in un guscio esterno al nucleo^[6]. Nelle stelle di massa inferiore a Errore in {{M}}: parametro 3 non è un numero valido.^[7] il nucleo diventa degenere e non contribuisce alla produzione di energia, ma continua a incrementare la sua massa e la sua temperatura mano a mano che la fusione dell'idrogeno nel guscio produce nuovo elio^[8].

Se la stella ha una massa di almeno Errore in {{M}}: parametro 3 non è un numero valido.^[9], il nucleo raggiunge a un certo punto temperature atte alla fusione dell'elio in carbonio mediante il processo tre alfa. L'accensione dell'elio avviene in una regione del nucleo e produce un immediato aumento della temperatura. Nella materia non degenere un aumento di temperatura causa un aumento di pressione del gas e la sua espansione. Tuttavia nella materia degenere l'aumento di temperatura non si traduce in un aumento di pressione, sicché il nucleo inizialmente non si espande. Ma poiché, inoltre, l'efficienza del processo tre alfa dipende esponenzialmente dalla temperatura, l'aumento di temperatura causa un aumento rapidissimo delle reazioni di fusione, che a loro volta producono un nuovo aumento della temperatura e una ulteriore accelerazione delle reazioni di fusione. Di conseguenza, il flash dell'elio libera in pochi secondi una grande quantità di energia, che tuttavia viene assorbita dal plasma circostante il nucleo e si traduce solo nell'espansione del guscio non degenere di idrogeno che circonda il nucleo, non producendo effetti visibili nell'esterno della stella. Quando, in tempi brevissimi, la temperatura del nucleo raggiunge Errore in {{M}}: parametro 3 non è un numero valido., la pressione termica diventa dominante e ciò rimuove lo stato degenere del nucleo, che pertanto si espande, diminuendo in tal modo la sua temperatura e la sua produzione di energia^[10].

In seguito al flash dell'elio la stella raggiunge un nuovo equilibrio. Poiché l'astro tende a conservare la sua energia totale e quindi sia la sua energia potenziale gravitazionale che la sua energia termica, ogni contrazione del nucleo deve accompagnarsi a una espansione delle zone superficiali della stella in modo da conservare l'energia potenziale gravitazionale totale; inoltre a un aumento della temperatura del nucleo deve corrispondere una diminuzione della temperatura delle zone superficiali in modo da conservare l'energia termica totale^[2]^[11]^[12]. L'espansione del nucleo in seguito al flash dell'elio e la conseguente diminuzione di temperatura corrispondono pertanto a una contrazione del volume totale della stella e a un aumento della sua temperatura superficiale. La stella migra quindi in una zona del diagramma H-R più prossima alla sequenza principale, anche se la sua luminosità è molto più elevata delle stelle di sequenza principale di corrispondente massa^[13]. Le stelle di massa media e piccola che fondono l'elio in carbonio nei loro nuclei e l'idrogeno in elio in un guscio che circonda il nucleo, si dicono appartenere non più al ramo delle giganti rosse, ma al ramo orizzontale. Il nome di ramo orizzontale deriva dal fatto che le stelle in questa fase evolutiva occupano una striscia più o meno orizzontale nel diagramma H-R di ammassi di stelle di bassa metallicità, come gli ammassi globulari^[8].

Morfologia del ramo orizzontale

La morfologia del ramo orizzontale deriva dal fatto che tutte le stelle di massa media o piccola (<Errore in {{M}}: parametro 3 non è un numero valido.) hanno un nucleo di massa uguale (circa Errore in {{M}}: parametro 3 non è un numero valido.)^[10] e pertanto tendono ad avere tutte la stessa luminosità (fra i 20 e i 50 L_☉)^[1]. La differente temperatura superficiale e, di conseguenza, il loro diverso colore si deve invece ad altri fattori.

L'estremità destra del ramo orizzontale tende a sovrapporsi con il ramo delle giganti rosse e ad essere difficilmente distinguibile da esso. Questa sezione del ramo viene chiamata in inglese red clump (letteralmente: gruppo rosso)^[14]. Essa è popolata da stelle relativamente massicce e ricche di metalli^[15]. Essendo massicce, l'inviluppo di idrogeno che circonda il nucleo è più spesso e la stella presenta maggiori dimensioni.

L'estremità sinistra del ramo è invece popolata da stelle povere di metalli^[16] e di massa inferiore rispetto a quelle dell'estremità destra. Essendo meno massicce, l'inviluppo di idrogeno che circonda il nucleo è più sottile e la stella presenta dimensioni inferiori. La maggiore sottigliezza dello strato di idrogeno e la sua minore opacità dovuta alla povertà dei metalli^[16] fanno sì che queste stelle abbiano temperature superficiali superiori a quelle dell'estremità destra del ramo, tanto da poter essere classificate come delle giganti blu^[14]. Esse si pongono infatti nelle vicinanze della sequenza principale, anche se sono molto più luminose delle stelle di sequenza principale che hanno la loro stessa massa.

I diagrammi H-R degli ammassi globulari presentano spesso un ramo orizzontale con un evidente vuoto fra l'estremità destra e quella sinistra, che potrebbe suggerire scorrettamente che non esistono stelle che popolano questa zona del diagramma H-R. In effetti, la striscia di instabilità incrocia il ramo orizzontale proprio nella sua parte centrale, sicché le stelle di questa regione pulsano e sono variabili, in particolare variabili RR Lyrae^[16]. Si tratta di stelle aventi una massa medio-piccola (circa Errore in {{M}}: parametro 3 non è un numero valido.)^[17]) e di popolazione II^[18]. Hanno periodi 0,2-1,1 giorni^[17]) e la loro luminosità varia da 0,2 a 2 magnitudini^[17]. Per stabilire la luminosità media di una stella variabile sono richiesti lunghi periodi di osservazione dedicati, che non sono pensabili nella ricostruzione dei diagrammi H-R di interi ammassi globulari. Di conseguenza, le stelle variabili sono di solito escluse dalle rappresentazioni grafiche degli ammassi sui diagrammi, a causa della scarsità dei dati disponibili. Da qui, il vuoto che molto spesso è visibile fra le due estremità del ramo in molti grafici H-R degli ammassi globulari^[19].

Fattori che determinano la morfologia del ramo

I due fattori fondamentali che modellano la morfologia del ramo orizzontale sono la massa delle stelle che lo compongono e la loro metallicità. Le stelle con metallicità solare o superiore, la presenza di elementi pesanti produce una opacità dell'inviluppo di idrogeno, che finisce per distenderlo indipendentemente dalla sua massa. Di conseguenza, queste stelle tendono ad avere temperature superficiali relativamente basse e a far parte del red clump^[1]. Se le stelle hanno invece metallicità più bassa, come avviene per quelle appartenenti agli ammassi globulari, allora tendono a occupare diverse posizioni nel ramo a seconda della massa, disponendosi le più massicce nella sezione destra del ramo e quelle meno massicce nella sezione sinistra^[2]. La morfologia del ramo varia da ammasso globulare ad ammasso globulare a seconda della porzione di stelle che occupano le due estremità e la zona delle variabili RR Lyrae.

I fattori che determinano le differenze nelle morfologie del ramo orizzontale degli ammassi globulari è un problema di lunga data dell'astrofisica stellare. Come si è detto, la composizione chimica è un fattore, avendo gli ammassi globulari più poveri di metalli rami orizzontali maggiormente spostati verso il blu^[2]. Tuttavia, esistono coppie di ammassi globulari che hanno la stessa metallicità ma diverse morfologie del ramo orizzontale: un esempio è la coppia formata da NGC 288 (che ha un ramo orizzontale molto blu) e NGC 362 (che lo ha abbastanza rosso)^[20]. Ci deve essere quindi quello che è stato chiamato un "secondo parametro", che è responsabile della diversa disposizione delle stelle sul ramo a parità di metallicità^[21]. Una delle proposte è stata quella di identificare il secondo parametro con la rotazione stellare. L'idea è che differenti velocità di rotazione influenzino poco l'evoluzione di una stella quando è nella sequenza principale, ma che diventino invece importanti quando raggiungono l'apice del ramo delle giganti rosse, se il nucleo di elio degenerato, contraendosi, accelera la sua velocità di rotazione, differenziandola da quella della superficie stellare. Una maggiore velocità di rotazione del nucleo può ritardare il flash dell'elio e permette alla stella di ascendere maggiormente nel ramo delle giganti rosse, perdendo maggiori quantità di massa. Quando il flash dell'elio si innesca, la stella, essendo meno massiccia, si posizionerà nella zona blu del ramo orizzontale. Se il fenomeno della rotazione differenziale non interviene, la stella perderà meno massa e si posizionerà nella zona rossa del ramo^[1]. Esistono tuttavia ipotesi alternative riguardo al secondo parametro, che lo identificano o con l'età dell'ammasso globulare (gli ammassi globulari più vecchi avrebbero un ramo orizzontale più blu), oppure con il contenuto di elio (un maggiore contenuto renderebbe più blu il ramo)^[21] o con l'abbondanza di altri elementi chimici^[16]. È probabile che più di uno di questi fattori abbia un ruolo nella determinazione della morfologia del ramo orizzontale^[21]^[16].

L'estremo blu del ramo orizzontale

L'estremo sinistro del ramo orizzontale, formato dalle stelle più calde e quindi dal colore più blu, presenta delle caratteristiche peculiari e non ancora comprese pienamente. In primo luogo, tale estremità del ramo è molto lunga e si estende oltre la sequenza principale, alla sua sinistra, fino a temperature molto alte (20 000 - 40 000 K), tanto che queste stelle vengono classificate come stelle subnane^[22]. In secondo luogo, il ramo occidentale termina spesso con una "coda blu", formata da stelle calde aventi una luminosità minore delle altre appartenenti al ramo, o con "gancio blu", formato da stelle aventi luminosità superiori a quelle appartenenti al ramo^[23]. L'estremità blu del ramo, chiamata "ramo orizzontale esteso" (in inglese Extended Horizontal Branch) o "ramo orizzontale estremo" (in inglese Extreme Horizontal Branch, abbreviato con EHB)^[24] è quindi popolato da stelle con temperature molto più alte di quanto ci si aspetterebbe da una normale stella che fonde l'elio nel suo nucleo. Sono state quindi proposte diverse teorie per spiegare la loro formazione.

Una buona parte delle stelle che popolano l'EHB sono interpretare come stelle che fondono l'elio in carbonio nei loro nuclei e che hanno quasi completamente perso il loro inviluppo di idrogeno. Per questo aspetto sono simili alle stelle di Wolf-Rayet sebbene siano molto meno massicce e luminose di queste ultime. La loro massa infatti si aggira mediamente intorno a Errore in {{M}}: parametro 3 non è un numero valido.^[25]. Sono state proposte diverse ragioni per cui una stella a questo stadio può perdere così ingenti quantità di idrogeno. È stato osservato che le stelle dell'EHB appartengono in percentuale maggiore del normale a sistemi doppi^[25]. Una ipotesi è che quindi la stella dell'EHB abbia trasferito buona parte del suo inviluppo alla compagna durante la sua ascesa lungo il ramo delle giganti rosse^[25]. Tuttavia, un numero significativo di stelle appartenenti all'EHB sono sicuramente singole e la spiegazione della loro evoluzione è più problematica. Un possibile scenario è quello della fusione di due nane bianche all'elio che riaccendono le reazioni di fusione^[25]. Altri scenari ipotizzati sono la fusione di una gigante rossa con una stella di piccola massa o con una nana bruna, che porterebbe a una accelerazione del moto di rotazione della gigante e a una conseguente perdita di massa^[25], oppure la fusione di una nana bianca all'elio con una stella di piccola massa che fonde idrogeno, che porterebbe a una stella composta soprattutto da elio con sottile inviluppo di idrogeno^[25]. Sono stati proposti anche scenari che non prevedono l'interazione di due stelle, ma evoluzioni stellari non standard, che prevedono una ingente perdita di massa durante la fase di gigante rossa, dovuta a una veloce rotazione e a un intenso vento stellare, e a un conseguente flash dell'elio che finisce per mischiare il sottile strato di idrogeno rimasto con il materiale presente nel nucleo stellare^[26].

A causa dell'ingente perdita di massa subita, le stelle appartenenti all'EHB sono destinate a non ascendere il ramo asintotico delle giganti ma a diventare direttamente delle nane bianche^[27].

Note

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Voci correlate

Portale Fisica

Portale Stelle

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-[[Immagine:M3 color magnitude diagram.jpg|thumb|upright=1.6| Il Ramo orizzontale è formato dalle stelle nella striscia orizzontale appena al di sopra della magnitudine visuale 16. La parte del ramo orizzontale che appare vuota è la [[striscia di instabilità]].]]
+[[File:M5 colour magnitude diagram.png|thumb|right|upright=1.4|Il [[diagramma H-R]] dell'[[ammasso globulare]] [[M5 (astronomia)|M5]]. Il ramo orizzontale è evidenziato in giallo, le [[Variabile RR Lyrae|variabili RR Lyrae]] in verde mentre alcune delle [[gigante rossa|giganti rosse]] più luminose sono in rosso]]
+Il '''ramo orizzontale''' (o '''bracco orizzontale''' o '''HB''', [[acronimo]] dell'inglese ''Horizontal Branch'') è uno stadio dell'[[evoluzione stellare|evoluzione]] delle [[stella|stelle]] di massa media e piccola, che segue quello del [[ramo delle giganti rosse]]. [[Flash dell'elio|L'accensione dell'elio]], che avviene nelle stelle che raggiungono l'apice del ramo delle giganti rosse, determina una sostanziale modifica della [[struttura stellare]] che si traduce in una diminuzione della [[luminosità (astronomia)|luminosità]], nella contrazione della stella e in un conseguente aumento della [[Temperatura efficace (astrofisica)|temperatura superficiale]]. Le stelle del ramo orizzontale ricavano la loro energia dalla [[fusione nucleare|fusione]] dell'[[elio]] in [[carbonio]] nel nucleo e dalla fusione dell'[[idrogeno]] in elio in un guscio che circonda il nucleo<ref name=Shu>{{cita web |url=http://physics.ucsd.edu/students/courses/winter2008/managed/physics223/documents/Lecture11_update.pdf |titolo=Helium Flash to Horizontal Branch |autore=Frank Shu |editore=University of California, San Diego | formato=pdf |accesso=10 aprile 2016}}</ref><ref name=Pettini />.
+Il ramo orizzontale fu scoperto studiando la [[fotometria]] degli [[Ammasso globulare|ammassi globulari]]<ref>{{Cita pubblicazione| cognome = Arp  | nome = H. C.  | cognome2 = Baum |nome2 = W. A.  | cognome3 = Sandage | nome3 = A. R.| titolo = The HR diagrams for the globular clusters M 92 and M 3  | rivista = [[Astronomical Journal]]  | volume = 57  | pagine = 4–5  | anno = 1952  | doi = 10.1086/106674| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1952AJ.....57....4A |accesso=5 febbraio 2016}}</ref><ref>{{cita pubblicazione | cognome = Sandage | nome = A. R.  | titolo = The color-magnitude diagram for the globular cluster M 3  | rivista = [[Astronomical Journal]] | volume = 58  | pagine = 61–75  | anno = 1953  | doi = 10.1086/106822| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1953AJ.....58...61S  | accesso = 5 febbraio 2016}}</ref>, mentre era assente in quella degli [[Ammasso aperto|ammassi aperti]] che erano stati studiati fino ad allora. Il ramo orizzontale deriva il suo nome dal fatto che negli ammassi di stelle di bassa [[metallicità]], come gli ammassi globulari, le stelle del ramo si dispongono in una linea più o meno orizzontale sul [[Diagramma Hertzsprung-Russell|diagramma H-R]]<ref>{{cita web |url=http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec16.html |titolo=Red Giant Evolution |autore=James Schombert |editore=University of Oregon |accesso=10 aprile 2016}}</ref>.
-In [[astronomia]], il '''ramo orizzontale''' (o '''braccio orizzontale''' o '''HB''' dall'inglese ''Horizontal Branch'') è una regione del [[diagramma H-R]] occupata da [[stella|stelle]] di piccola [[Massa (fisica)|massa]], in fase di combustione di [[elio]] al centro e di [[idrogeno]] in un inviluppo più esterno. Tali stelle, dal punto di vista evolutivo, provengono dal ramo delle [[gigante rossa|giganti rosse]], fase evolutiva caratterizzata dalla fusione dell'idrogeno intorno ad un nucleo degenere di elio.
+== Evoluzione ==
-Tali stelle vennero scoperte nelle lastre fotografiche dei primi studi approfonditi di fotometria degli ammassi globulari,<ref> Arp H.C., Baum W. A., Sandage A. R., ''The HR diagrams for the globular clusters M 92 and M 3'',  [[Astronomical Journal]], volume 57, pag. 4–5, anno 1952, DOI http://dx.doi.org/10.1086%2F106674, bibcode 1952AJ.....57....4A</ref> <ref>Sandage A. R., ''The color-magnitude diagram for the globular cluster M 3'', [[Astronomical Journal]], volume  58, pag. 61–75, anno 1953,  DOI http://dx.doi.org/10.1086%2F106822, bibcode 1953AJ.....58...61S</ref> in cui si rilevò anche che esse erano sostanzialmente assenti negli ammassi aperti che erano stati studiati fino a quel periodo.
+Nelle stelle di [[sequenza principale]] di [[massa (fisica)|massa]] media e piccola la [[fusione nucleare|fusione]] l'idrogeno in elio aumenta costantemente la concentrazione di elio nel nucleo. La velocità di tale processo è determinata da vari fattori, ma quello primario è la massa della stella stessa. Quando la concentrazione di elio raggiunge un certo limite, il nucleo non è più in grado di sostenere [[reazione nucleare|reazioni nucleari]], che pertanto migrano in un guscio esterno al nucleo<ref>{{cita web |url=http://www.astronomynotes.com/evolutn/s5.htm |titolo=Subgiant, Red Giant, Supergiant |autore=Nick Strobel |sito=Astronomy Notes |accesso=10 aprile 2016}}</ref>. Nelle stelle di massa inferiore a {{M|2|-|MS}}<ref name=Fagotto>{{cita pubblicazione |titolo=Evolutionary sequences of stellar models with new radiative opacities. IV. Z=0.004 and Z=0.008 |autore=F. Fagotto ''et al.'' |rivista=Astronomy and Astrophysics Suppl. |anno=1994 |volume=105 |numero= |pagine=29-38 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994A&AS..105...29F |doi= |accesso=6 febbraio 2016}}</ref> il nucleo diventa [[materia degenere|degenere]] e non contribuisce alla produzione di [[energia]], ma continua a incrementare la sua massa e la sua temperatura mano a mano che la fusione dell'idrogeno nel guscio produce nuovo elio<ref name=karttunen_oja2007>{{cita libro | autore=Hannu Karttunen ''et al.'' |titolo=Fundamental astronomy | edizione=5 | editore=Springer | anno=2007 | isbn=3-540-34143-9 | p=249 | url=http://books.google.com/books?id=DjeVdb0sLEAC&pg=PA249 }}</ref>.
+Se la stella ha una massa di almeno {{M|0,5|-|MS}}<ref>{{cita web|titolo=Post Main Sequence Stars |url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html| editore=Australia Telescope Outreach and Education|accesso=6 febbraio}}</ref>, il nucleo raggiunge a un certo punto temperature atte alla fusione dell'elio in [[carbonio]] mediante il [[processo tre alfa]]. L'accensione dell'elio avviene in una regione del nucleo e produce un immediato aumento della temperatura. Nella materia non degenere un aumento di temperatura causa un aumento di pressione del gas e la sua espansione. Tuttavia nella materia degenere l'aumento di temperatura non si traduce in un aumento di pressione, sicché il nucleo inizialmente non si espande. Ma poiché, inoltre, l'efficienza del processo tre alfa dipende esponenzialmente dalla temperatura, l'aumento di temperatura causa un aumento rapidissimo delle reazioni di fusione, che a loro volta producono un nuovo aumento della temperatura e una ulteriore accelerazione delle reazioni di fusione. Di conseguenza, il flash dell'elio libera in pochi secondi una grande quantità di energia, che tuttavia viene assorbita dal [[Plasma (fisica)|plasma]] circostante il nucleo e si traduce solo nell'espansione del guscio non degenere di idrogeno che circonda il nucleo, non producendo effetti visibili nell'esterno della stella. Quando, in tempi brevissimi, la temperatura del nucleo raggiunge {{M|3|e=8|-|K}}, la pressione termica diventa dominante e ciò rimuove lo stato degenere del nucleo, che pertanto si espande, diminuendo in tal modo la sua temperatura e la sua produzione di energia<ref name=Langer>{{cita web |url=https://astro.uni-bonn.de/~nlanger/siu_web/ssescript/new/chapter9.pdf |titolo=Post-main sequence evolution through helium burning |autore=Norbert Langer |editore=Universität Bonn |accesso=13 aprile 2016}}</ref>.
-Il ramo viene detto "orizzontale" perché in tale fase le stelle si distribuiscono su una sequenza che con buona approssimazione è caratterizzata da una luminosità costante e da una ampia distribuzione in colore. La teoria moderna dell'[[evoluzione stellare]] ha dimostrato efficacemente come la posizione in colore di ogni stella nel ramo orizzontale sia in primo luogo dipendente dalla massa dell'inviluppo di idrogeno che essa possiede, le strutture con un maggior inviluppo essendo caratterizzate da colori più rossi ([[temperatura effettiva (astrofisica)|temperature effettive]] minori), mentre le strutture stellari con minore inviluppo, da colori più blu (temperature effettive più elevate).
+In seguito al flash dell'elio la stella raggiunge un nuovo [[Equilibrio idrostatico|equilibrio]]. Poiché l'astro tende a conservare la sua energia totale e quindi sia la sua [[energia potenziale gravitazionale]] che la sua [[energia termica]], ogni contrazione del nucleo deve accompagnarsi a una espansione delle zone superficiali della stella in modo da conservare l'energia potenziale gravitazionale totale; inoltre a un aumento della temperatura del nucleo deve corrispondere una diminuzione della temperatura delle zone superficiali in modo da conservare l'energia termica totale<ref name=Pettini>{{cita web |url=http://www.ast.cam.ac.uk/~pettini/STARS/Lecture12.pdf |titolo=Stellar Evolution I: Life on the Main Sequence |autore=Max Pettini |editore=Institute of Astronomy, University of Cambridge |formato=PDF |accesso=7 febbraio 2016}}</ref><ref>{{cita web |url=http://www.astro.ru.nl/~onnop/education/stev_utrecht_notes/chapter9-11.pdf |titolo=Post-main sequence evolution through helium burning |autore=Onno Pols |editore=Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University Nijmegen |accesso=7 febbraio 2016}}</ref><ref name=Brainerd>{{cita web |url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/RedGiantsEvolution.html |titolo=Red Giant Evolution |autore=Jim Brainerd |sito=The Astrophysics Spectator |accesso=7 febbraio 2016}}</ref>. L'espansione del nucleo in seguito al flash dell'elio e la conseguente diminuzione di temperatura corrispondono pertanto a una contrazione del volume totale della stella e a un aumento della sua temperatura superficiale. La stella migra quindi in una zona del diagramma H-R più prossima alla sequenza principale, anche se la sua luminosità è molto più elevata delle stelle di sequenza principale di corrispondente massa<ref>{{cita web |url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit2/lowmass.html |titolo=The Evolution of Low-Mass Stars |autore=Richard Pogge |editore=University of Ohio |accesso=13 aprile 2016}}</ref>. Le stelle di massa media e piccola che fondono l'elio in carbonio nei loro nuclei e l'idrogeno in elio in un guscio che circonda il nucleo, si dicono appartenere non più al ramo delle giganti rosse, ma al ramo orizzontale. Il nome di ramo orizzontale deriva dal fatto che le stelle in questa fase evolutiva occupano una striscia più o meno orizzontale nel diagramma H-R di ammassi di stelle di bassa metallicità, come gli ammassi globulari<ref name=karttunen_oja2007/>.
-La luminosità di una stella nel ramo orizzontale è funzione sia della grandezza del nucleo centrale di elio, che della composizione chimica delle strutture stellari. Da tempo si è compreso come siano stelle di ramo orizzontale anche le [[stella variabile|stelle variabili]] dette [[Variabile RR Lyrae|RR Lyrae]]: tali stelle si trovano ad occupare una parte del [[diagramma H-R]] caratterizzato da valori di luminosità e temperatura effettiva che rendono le strutture instabili per pulsazioni radiali.
+== Morfologia del ramo orizzontale ==
-==Note==
+[[File:M3 color magnitude diagram.jpg|thumb|350px|Un digramma colore-magnitudine dell'[[ammasso globulare]] [[M3 (astronomia)|M3]]. Il [[ramo orizzontale]] giace più o meno all'altezza di V=16 alla sinistra di B-V = 0,7. Il gap nel ramo orizzontale fra B-V = 0,1 e B-V = 0,4 è solo apparentemente privo di stelle ma è in realtà popolato dalle [[Variabile RR Lyrae|variabili RR Lyrae]] che di solito, a causa della loro variabilità, non vengono adeguatamente rappresentate in diagrammi come quello in figura. Alla sinistra del gap si dispongono le giganti blu appartenenti al ramo orizzontale.]]
-<references/>
+La morfologia del ramo orizzontale deriva dal fatto che tutte le stelle di massa media o piccola (<{{M|2|-|MS}}) hanno un nucleo di massa uguale (circa {{M|0,45|-|MS}})<ref name=Langer /> e pertanto tendono ad avere tutte la stessa luminosità (fra i 20 e i 50&nbsp;[[luminosità solare|L<sub>☉</sub>]])<ref name=Shu />. La differente temperatura superficiale e, di conseguenza, il loro diverso colore si deve invece ad altri fattori.
+L'estremità destra del ramo orizzontale tende a sovrapporsi con il ramo delle giganti rosse e ad essere difficilmente distinguibile da esso. Questa sezione del ramo viene chiamata in inglese ''[[red clump]]'' (letteralmente: ''gruppo rosso'')<ref name=Pettinips>{{cita web |url=http://www.ast.cam.ac.uk/~pettini/STARS/Lecture13.pdf |titolo=Post-Main Sequence Evolution: I:Solar Mass Stars |autore=Max Pettini |editore=University of Cambridge. Institute of Astronomy |formato=pdf |accesso=7 febbraio 2016}}</ref>. Essa è popolata da stelle relativamente massicce e ricche di [[metallicità|metalli]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=High-Resolution Spectroscopic Observations of Hipparcos Red Clump Giants: Metallicity and Mass Determinations |autore=G. Zhao; H. M. Qiu, S. Mao |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2001 |volume=551 |numero=1 |pagine=L85-L88 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...551L..85Z |doi=10.1086/319832 |accesso=30 aprile 2016}}</ref>. Essendo massicce, l'inviluppo di idrogeno che circonda il nucleo è più spesso e la stella presenta maggiori dimensioni.
-==Bibliografia==
-* Young-Wook Lee et al., ''SUPER HELIUM-RICH POPULATION AND THE ORIGIN OF EXTREME HORIZONTAL-BRANCH STARS IN GLOBULAR CLUSTERS'', 2005, Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics, http://arxiv.org/abs/0501500
+L'estremità sinistra del ramo è invece popolata da stelle povere di metalli<ref name=ashman /> e di massa inferiore rispetto a quelle dell'estremità destra. Essendo meno massicce, l'inviluppo di idrogeno che circonda il nucleo è più sottile e la stella presenta dimensioni inferiori. La maggiore sottigliezza dello strato di idrogeno e la sua minore opacità dovuta alla povertà dei metalli<ref name=ashman /> fanno sì che queste stelle abbiano temperature superficiali superiori a quelle dell'estremità destra del ramo, tanto da poter essere classificate come delle [[gigante blu|giganti blu]]<ref name=Pettinips />. Esse si pongono infatti nelle vicinanze della sequenza principale, anche se sono molto più luminose delle stelle di sequenza principale che hanno la loro stessa massa.
-* C. Moni Bidin, S. Villanova, G. Piotto, S. Moehler, S. Cassisi, Y. Momany: ''Spectroscopy of horizontal branch stars in Omega Centauri''.  Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012,  http://arxiv.org/abs/1210.1262
-* J. Jurcsik, G. Hajdu, B. Szeidl, K. Olah, J. Kelemen, A. Sodor, A. Saha, P. Mallick and J. Claver: ''Long-term photometric monitoring of RR Lyr stars in M3''.  Monthly Notice of the Royal Astronomical Society. 419, 2011, pag. 2173–2194, http://dx.doi.org/10.1111%2Fj.1365-2966.2011.19868.x
+I diagrammi H-R degli ammassi globulari presentano spesso un ramo orizzontale con un evidente vuoto fra l'estremità destra e quella sinistra, che potrebbe suggerire scorrettamente che non esistono stelle che popolano questa zona del diagramma H-R. In effetti, la [[striscia di instabilità]] incrocia il ramo orizzontale proprio nella sua parte centrale, sicché le stelle di questa regione pulsano e sono [[stella variabile|variabili]], in particolare [[Variabile RR Lyrae|variabili RR Lyrae]]<ref name=ashman>{{cita libro | cognome=Ashman | nome=Keith |cognome2=Zepf |nome2=Stephen | titolo=Global Cluster Systems | editore=Cambridge University Press | città=Cambridge | anno=1998 |ISBN=9780521550574 | pp=7-11 }}</ref>. Si tratta di stelle aventi una massa medio-piccola (circa {{M|0,7|-|MS}})<ref name=RRLyrae>{{cita libro | cognome=Smith | nome= Horace A. | titolo=RR Lyrae stars | editore=Cambridge University Press | città=Cambridge | anno=1995 |url=http://books.google.de/books?id=dMv_r82moCQC&printsec=frontcover&dq=rr+lyrae+stars#v=onepage&q=rr%20lyrae%20stars&f=false |accesso=13 febbraio 2016 }}</ref>) e di popolazione II<ref>{{cita web |url=http://www.aavso.org/sites/default/files/vsots/fall10.pdf |titolo=RR Lyrae |editore=AAVSO |autore=Matthew Templeton |formato=pdf |accesso= 13 febbraio 2016 }}</ref>. Hanno periodi 0,2-1,1 giorni<ref name=RRLyrae/>) e la loro luminosità varia da 0,2 a 2 magnitudini<ref name=RRLyrae/>. Per stabilire la luminosità media di una stella variabile sono richiesti lunghi periodi di osservazione dedicati, che non sono pensabili nella ricostruzione dei diagrammi H-R di interi ammassi globulari. Di conseguenza, le stelle variabili sono di solito escluse dalle rappresentazioni grafiche degli ammassi sui diagrammi, a causa della scarsità dei dati disponibili. Da qui, il vuoto che molto spesso è visibile fra le due estremità del ramo in molti grafici H-R degli ammassi globulari<ref>{{cita libro | cognome=Stevenson | nome=David | titolo=The Complex Lives of Star Clusters | editore=Springer | anno=2015 |ISBN=9783319142340 |p=70 }}</ref>.
-* Rudolph Kippenhahn, A. Weigert: ''Stellar Structure and Evolution (Astronomy and Astrophysics Library)''. Springer Verlag, Berlin 1994, ISBN 978-0387580135.
-* Andrew Gould: ''A Second Kelvin-Helmholtz Timescale of Post Helium-Flash Evolution''.  Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, http://arxiv.org/abs/1111.6970.
+== Fattori che determinano la morfologia del ramo ==
-* American Association of Variable Star Observers, ''Types of Variables'',  http://www.aavso.org/types-variables
+[[File:Evolutionary track 1m.svg|thumb|left|upright=1.0|La [[traccia evolutiva]] di una stella simile al Sole. Si noti la relazione fra ramo orizzontale e red clump]]
+I due fattori fondamentali che modellano la morfologia del ramo orizzontale sono la massa delle stelle che lo compongono e la loro metallicità. Le stelle con metallicità solare o superiore, la presenza di elementi pesanti produce una opacità dell'inviluppo di idrogeno, che finisce per distenderlo indipendentemente dalla sua massa. Di conseguenza, queste stelle tendono ad avere temperature superficiali relativamente basse e a far parte del ''red clump''<ref name=Shu />. Se le stelle hanno invece metallicità più bassa, come avviene per quelle appartenenti agli ammassi globulari, allora tendono a occupare diverse posizioni nel ramo a seconda della massa, disponendosi le più massicce nella sezione destra del ramo e quelle meno massicce nella sezione sinistra<ref name=Pettini />. La morfologia del ramo varia da ammasso globulare ad ammasso globulare a seconda della porzione di stelle che occupano le due estremità e la zona delle variabili RR Lyrae.
+I fattori che determinano le differenze nelle morfologie del ramo orizzontale degli ammassi globulari è un problema di lunga data dell'[[astrofisica]] stellare. Come si è detto, la [[composizione chimica]] è un fattore, avendo gli ammassi globulari più poveri di metalli rami orizzontali maggiormente spostati verso il blu<ref name=Pettini />. Tuttavia, esistono coppie di ammassi globulari che hanno la stessa metallicità ma diverse morfologie del ramo orizzontale: un esempio è la coppia formata da [[NGC 288]] (che ha un ramo orizzontale molto blu) e [[NGC 362]] (che lo ha abbastanza rosso)<ref>{{cita web |url=http://mao.tfai.vu.lt/oldschools/norfa99/assignments/ws06/head.html |titolo=Horizontal Branch Morphology and the Second Parameter Problem |autore=Oskar Halldorsson, Bernhard Elsner |editore=Molėtai Astronomical Observatory |accesso=16 settembre 2016}}</ref>. Ci deve essere quindi quello che è stato chiamato un "secondo parametro", che è responsabile della diversa disposizione delle stelle sul ramo a parità di metallicità<ref name=Gratton>{{cita pubblicazione |titolo=The second and third parameters of the horizontal branch in globular clusters |autore=R. G. Gratton ''et al.'' |rivista=
+Astronomy and Astrophysics |anno=2010 |volume=517 |p=A81 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010A%26A...517A..81G |doi=10.1051/0004-6361/200912572 |accesso=16 settembre 2016}}</ref>. Una delle proposte è stata quella di identificare il secondo parametro con la [[rotazione stellare]]. L'idea è che differenti velocità di rotazione influenzino poco l'[[evoluzione stellare|evoluzione di una stella]] quando è nella sequenza principale, ma che diventino invece importanti quando raggiungono l'apice del ramo delle giganti rosse, se il nucleo di elio degenerato, contraendosi, accelera la sua velocità di rotazione, differenziandola da quella della superficie stellare. Una maggiore velocità di rotazione del nucleo può ritardare il flash dell'elio e permette alla stella di ascendere maggiormente nel ramo delle giganti rosse, perdendo maggiori quantità di massa. Quando il flash dell'elio si innesca, la stella, essendo meno massiccia, si posizionerà nella zona blu del ramo orizzontale. Se il fenomeno della rotazione differenziale non interviene, la stella perderà meno massa e si posizionerà nella zona rossa del ramo<ref name=Shu />. Esistono tuttavia ipotesi alternative riguardo al secondo parametro, che lo identificano o con l'età dell'ammasso globulare (gli ammassi globulari più vecchi avrebbero un ramo orizzontale più blu), oppure con il contenuto di [[elio]] (un maggiore contenuto renderebbe più blu il ramo)<ref name=Gratton /> o con l'abbondanza di altri [[elemento chimico|elementi chimici]]<ref name=ashman />. È probabile che più di uno di questi fattori abbia un ruolo nella determinazione della morfologia del ramo orizzontale<ref name=Gratton /><ref name=ashman />.
+== L'estremo blu del ramo orizzontale ==
+L'estremo sinistro del ramo orizzontale, formato dalle stelle più calde e quindi dal colore più blu, presenta delle caratteristiche peculiari e non ancora comprese pienamente. In primo luogo, tale estremità del ramo è molto lunga e si estende oltre la sequenza principale, alla sua sinistra, fino a temperature molto alte ({{TA|20 000 - 40 000 K}}), tanto che queste stelle vengono classificate come [[Stella subnana|stelle subnane]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Extended horizontal branch stars |autore=P. Maxted |rivista=Astronomy & Geophysics |anno=2004 |volume=45 |numero=5 |pp=24-25 |url=https://astrogeo.oxfordjournals.org/content/45/5/5.24.full |doi=10.1046/j.1468-4004.2003.45524.x |accesso=17 settembre 2016}}</ref>. In secondo luogo, il ramo occidentale termina spesso con una "coda blu", formata da stelle calde aventi una luminosità minore delle altre appartenenti al ramo, o con "gancio blu", formato da stelle aventi luminosità superiori a quelle appartenenti al ramo<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Multimodal Distributions along the Horizontal Branch |autore=F. Ferraro ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=1998 |volume=500 |numero=1 |pp=311-319 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...500..311F |doi=10.1086/305712 |accesso=18 settembre 2016}}</ref>. L'estremità blu del ramo, chiamata "ramo orizzontale esteso" (in inglese ''Extended Horizontal Branch'') o "ramo orizzontale estremo" (in inglese '' Extreme Horizontal Branch'', abbreviato con EHB)<ref>{{cita web |url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/EHB_star.html |titolo=Extreme horizontal branch star (EHB star) |autore=David Darling |sito=Encycloedia of Science |accesso=18 settembre 2016}}</ref> è quindi popolato da stelle con temperature molto più alte di quanto ci si aspetterebbe da una normale stella che fonde l'elio nel suo nucleo. Sono state quindi proposte diverse teorie per spiegare la loro formazione.
+Una buona parte delle stelle che popolano l'EHB sono interpretare come stelle che fondono l'elio in carbonio nei loro nuclei e che hanno quasi completamente perso il loro inviluppo di idrogeno. Per questo aspetto sono simili alle [[Stella di Wolf-Rayet|stelle di Wolf-Rayet]] sebbene siano molto meno massicce e luminose di queste ultime. La loro massa infatti si aggira mediamente intorno a {{M|0,5|-|MS}}<ref name=Heber>{{cita pubblicazione |titolo=Hot Subluminous Stars |autore=U. Heber |rivista=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |anno=2016 |volume=128 |numero=966 |pp=1-86 |url=https://arxiv.org/pdf/1604.07749v1.pdf |doi=http://dx.doi.org/10.1088/1538-3873/128/966/082001 |accesso=16 settembre 2016}}</ref>. Sono state proposte diverse ragioni per cui una stella a questo stadio può perdere così ingenti quantità di idrogeno. È stato osservato che le stelle dell'EHB appartengono in percentuale maggiore del normale a [[stella binaria|sistemi doppi]]<ref name=Heber />. Una ipotesi è che quindi la stella dell'EHB abbia trasferito buona parte del suo inviluppo alla compagna durante la sua ascesa lungo il [[ramo delle giganti rosse]]<ref name=Heber />. Tuttavia, un numero significativo di stelle appartenenti all'EHB sono sicuramente singole e la spiegazione della loro evoluzione è più problematica. Un possibile scenario è quello della fusione di due [[Nana bianca#Stelle di piccola massa (<0,5 M☉): nane He|nane bianche all'elio]] che riaccendono le reazioni di fusione<ref name=Heber />. Altri scenari ipotizzati sono la fusione di una gigante rossa con una stella di piccola massa o con una [[nana bruna]], che porterebbe a una accelerazione del moto di rotazione della gigante e a una conseguente perdita di massa<ref name=Heber />, oppure la fusione di una nana bianca all'elio con una stella di piccola massa che fonde idrogeno, che porterebbe a una stella composta soprattutto da elio con sottile inviluppo di idrogeno<ref name=Heber />. Sono stati proposti anche scenari che non prevedono l'interazione di due stelle, ma [[evoluzione stellare|evoluzioni stellari]] non standard, che prevedono una ingente perdita di massa durante la fase di gigante rossa, dovuta a una veloce rotazione e a un intenso [[vento stellare]], e a un conseguente flash dell'elio che finisce per mischiare il sottile strato di idrogeno rimasto con il materiale presente nel nucleo stellare<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Origin of Extreme Horizontal Branch Stars |autore=N. D'Cruz ''et al.'' |rivista=Astrophysical Journal |anno=1996 |volume=466 |pp=359-371 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...466..359D |doi=10.1086/177515 |accesso=19 settembre 2016}}</ref>.
+A causa dell'ingente perdita di massa subita, le stelle appartenenti all'EHB sono destinate a non ascendere il [[ramo asintotico delle giganti]] ma a diventare direttamente delle nane bianche<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The connection between missing AGB stars and extended horizontal branches |autore=R. G. Gratton ''et al.'' |rivista=Astronomy & Astrophysics |anno=2010 |volume=522 |pp=A77 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010A%26A...522A..77G |doi=10.1051/0004-6361/201015405 |accesso=18 settembre 2016}}</ref>.
+== Note ==
+{{references}}
 == Voci correlate ==
-* [[Diagramma Hertzsprung-Russell]]
 * [[Ramo asintotico delle giganti]]
+* [[Gigante rossa]]
-{{portale|astronomia|fisica|stelle}}
+{{portale|fisica|stelle}}
 [[Categoria:Evoluzione stellare]]

Ramo orizzontale: differenze tra le versioni

Versione delle 21:24, 19 set 2016

Indice

Evoluzione

Morfologia del ramo orizzontale

Fattori che determinano la morfologia del ramo

L'estremo blu del ramo orizzontale

Note

Voci correlate

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Ramo orizzontale: differenze tra le versioni

Versione delle 21:24, 19 set 2016

Evoluzione

Morfologia del ramo orizzontale

Fattori che determinano la morfologia del ramo

L'estremo blu del ramo orizzontale

Note

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