Particle motion in models of close binaries

The characteristic features of particle motion in close binaries have been studied for sequences of evolutionary models with small or intermediate masses. The possible behaviour of the particle streams has been determined with regard to the change of systems with time as a result of mass-exchange between the two stellar components. A grid of values for the velocity and direction of ejection from the first Lagrangian point has been investigated. Among the various possibilities, impact of particles with one, or the other component, or orbits encircling the Main-Sequence star have been detailed. This latter possibility seems to lead to the formation of a disk-like structure around the Main-Sequence component. From the results obtained for semi-detached systems of both cases A and B of evolution it is found that the formation of disks is difficult in cases A, and in the early stages of the slow mass exchange in cases B.

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Sommario Sono state studiate le caratteristiche principali delle traiettorie in sequenze di modelli evolutivi di sistemi binari stretti di massa totale piccola e intermedia. E' stato messo in evidenza l'andamento generale delle traiettorie in connessione con la variazione temporale delle proprietà dei sistemi binari dovuta allo scambio di massa tra le componenti. La velocità e la direzione iniziali di eiezione dal primo punto lagrangiano sono state variate con sistematicità in un ampio intervallo di valori. Tra le varie possibilità sono state messe in luce sia l'impatto con l'una o l'altra delle componenti sia la formazione di orbite attorno alla componente di sequenza principale. Quest'ultima eventualità potrebbe condurre alla formazione di una struttura di disco. Dai risultati ottenuti con modelli evolutivi di sistemi semistaccati di casi A e B è emerso che la formazione di una struttura di disco sembra difficile nei casi A e nelle prime fasi dello scambio lento di massa nei casi B.

     

Current problems on asymptotic branch stars

An effort is made to select, from the available observational data, information concerning the asymptotic branch stars. Particular care is devoted to derive luminosity functions for these stars in clusters representative of selected classes. Some theoretical predictions are briefly made. It is stressed that, from a theoretical point of view, the comparison between the one-shell H-burning evolutionary characteristics and the corresponding ones for the A.B. phase could be expected to provide a powerful means of investigation.

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Sommario Sulla base dei dati osservativi disponibili sono raccolte ed esaminate le possibili informazioni riguardanti la fase di braccio asintotico. In particolare vengono investigate le funzioni di luminosità relative a questa fase evolutiva, e ne viene tentato un inquadramento nella classificazione multidimensionale degli ammassi globulari recentemente proposta. Sono fornite alcune valutazioni teoriche, ed è messo in evidenza come il confronto delle caratteristiche evolutive delle fasi di bruciamento ad una (H) e due (H, He) shell potrebbe rivelarsi come un potente mezzo di investigazione.

     

On the role of the collisionally broadened wings of strong lines in the blanketing problem

The importance in the blanketing effect of the wings of strong lines broadened by collisions is evaluated. It is found that in stars of spectral types F5-K5 the cumulative absorption by a group of lines is due half to the center of the lines and half to the wings.For the same stars it is evaluated the influence of the collisional broadening on the computed color indices (U-B), (B-V).

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Sommario Viene valutata l'importanza nell'effetto blanketing delle ali delle righe forti allargate per collisioni. Si trova che per stelle dei tipi spettrali F5-K5 l'assorbimento complessivo di un gruppo di righe è all'incirca dovuto per metà all'assorbimento al centro delle righe e per metà alle ali.Per le stesse stelle viene anche data una stima dell'influenza dell'allargamento collisionale sugli indici di colore calcolati.

     

On the evolutionary stage of stars in the Draco dwarf Galaxy

An analysis of the colour-magnitude diagram of stars in Draco dwarf Galaxy is performed on the basis of Baade and Swope observational results. Some evidence is found for the occurrence of a clump in the luminosity distribution of Red Giants stars. By combining this characteristic with the morphology of Horizontal Branch one obtains — in the frame of present knowledge of star-evolution —a suggestion for accepting high helium content (Y-0.30) with a relatively small age (1–2×10⁹ yr) for the evolving stars.Some correlations among lifetimes of evolutionaries stages are derived.

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Sommario Sulla base dei risultati osservativi di Baade e Swope viene eseguita un'analisi del diagramma colore-magnitudine delle stelle della Galassia Nana in Draco. Viene così evidenziata la possibile esistenza di un picco nella distribuzione in luminosità delle Giganti Rosse. Combinando questa caratteristica con l'osservato andamento del Ramo Orizzontale si mostra come — nell'ambito delle attuali conoscenze sull'evoluzione stellare — un simile comportamento conduca a postulare un alto contenuto di elio (Y-0.30) e una età relativamente bassa (1–2×10⁹ anni) per le stelle del sistema.Sono infine ricavate alcune correlazioni, tra le vite medie delle principali fasi evolutive.

     

Apparent diameters of 172 B5V-A5V stars of the Catalogue of Geneva Observatory

The spectrophotometric method for computing the apparent stellar diameters, proposed by Chalonge and Divan (1950) and modified by Fracassini and Pasinetti (1967) has been applied to 172 B5V-A5V stars (single and belonging to galactic clusters) of the Catalogue of Geneva Observatory (Rufener, 1971). In the straight line diagrams log vsm, drawn for the stars of the same spectral type, it is possible to identify some peculiar stars (with peculiarities in the diameter or monochromatic brightness). The agreement with the values of the apparent diameters of Leo, Ori, Lyr and CMa, obtained by Hanbury Brownet al. (1967), is very good. The comparison with the diagramss _v vs (B-V)₀,R vs (B-V)₀ deduced by Wesselink (1969), seems satisfactory. The comparison with the results obtained by other authors and the great number of stars which will be observed in the photometric system in seven colors of Geneva, demonstrate the wide possibilities of this spectrophotometric method for determining the apparent stellar diameters.

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Sommario Il metodo spettrofotometrico di Chalonge e Divan (1950) per il calcolo dei diametri stellari apparenti, modificato da Fracassini e Pasinetti (1967), è stato applicato a 172 stelle B5V-A5V (isolate e in ammassi galattici) del Catalogo dell'Osservatorio di Ginevra (Rufener, 1971). Costruiti i diagrammi lineari log -m _v per i vari gruppi di stelle dello stesso tipo spettrale, è possibile identificare alcune stelle peculiari con diametri e brillanze monochromatiche anomale. Il confronto con i diametti apparenti di Leo, Ori, Lyr e CMa determinati da Hanbury Brownet al. (1967) mostra un accordo molto buono. Il confronto con le relazionis _v -(B-V)₀eR-(B-V) ₀ ottenute da Wesselink (1969) appare soddisfacente. Il confronto con i risultati ottenuti da altri autori e il grande numero di stelle che saranno osservate nel sistema fotometrico in sette colori di Ginevra, dimostrano le ampie possibilità di questo metodo spettrofotometrico per la determinazione dei diametri stellari apparenti.

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Thesis for the degree on Applied Physics.     

Induced semi-convection in helium-burning horizontal-branch stars

In the evolutionary phase of central helium burning, models of horizontal-branch stars reach a stage at which an intermediate region is unstable against convection. This feature is due to the progressive increase of the core mass by overshooting during the previous evolutionary stages and to the behaviour of the radiative temperature gradient at the core boundary. By consideration of the typical time scales of propagation of convection and nuclear burning, a partial mixing (semi-convection) can be induced in a region around the convective core.

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Riassunto Come conseguenza del progressivo aumento in massa per overshooting del nucleo convettivo nella fase iniziale di combustione centrale dell'elio in stelle di ramo orizzontale e per l'andamento del gradiente radiativo della temperatura al bordo del nucleo, viene raggiunto uno stadio nel quale una zona intermedia è instabile rispetto alla convezione. Dalla considerazione dei tempi caratteristici di propagazione della convezione e di combustione nucleare, si conclude che l'instabilità può indurre un mescolamento parziale (semiconvezione) in una regione esterna al nucleo.

     

Analyse de l'Ombre extérieure pendant les Éclipses de lune

Sommaire L'analyse photométrique de l'ombre extérieure pendant 20 éclipses de 1921 à 1968 sur la base d'un matériau homogène d'observations révèle l'existence de la luminescence du sol lunaire excitée par les radiations corpusculaires solaires. L'influence de la haute atmosphère terrestre vers 25 km d'altitude se manifeste au bord de l'ombre.

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Photometric analysis of the peripheric umbra during 20 eclipses between 1921 and 1968 based upon the homogeneous observational material reveals the existence of the lunar luminescence excited by solar corpuscular radiations. The influence of the terrestrial upper atmosphere at about 25 km height is detectable on the border of the umbra.

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En congé de l'Institut Astronomique de l'Académie des Sciences, Prague.     

The evidence of circumstellar shells for K type stars

Photometric data between 0.4 and 20 are discussed for K stars. Evidence of IR excess in the 11 region has been found for five stars in a sample of fourteen. The hypothesis of the presence of circumstellar matter in K stars seems to be confirmed.

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Sono stati analizzati dati fotometrici per stelle K tra 0.4 e 20 . Si è riscontrata la presenza di un eccesso infrarosso nella regione intorno a 11 per 5 stelle su 14. Sembra così trovare conferma la ipotesi della presenza di materia circumstellare anche in stelle K.

     

Stellar atmospheres models of K-giant stars: the influence of opacity sources

Four different models for a K-giant atmosphere (T _e=4500K, logg=2) have been computed. Each model is characterized by the inclusion of different opacity sources (H, H^–, (H), metals, blanketing effect, He^–) in order to obtain an evaluation of the model sensitivity concerning the atmospheric structure and the emergent flux. The results show that hydrogen, metals and blanketing effect must be taken into account to achieve self-consistent and reliable models.A picture of the influence of the frequency distribution of the absorption coefficient on the model features is also shown.

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Sommario Sono stati calcolati quattro differenti modelli di una stella gigante K(T _e=4500K, logg=2). Ogni modello è caratterizzato dalla inclusione di differenti sorgenti di opacità (H, H^–, (H), metalli, effetto blanketing, He^–) per ottenere una valutazione della sensibilità del modello per quel che riguarda la struttura atmosferica ed il flusso emergente. I risultati ottenuti mostrano che per costruire modelli auto-consistenti e con un buon grado di affidabilità occorre tener conto almeno delle seguenti sorgenti di opacità: H, metalli, effetto blanketing.Si mostra inoltre come sia possibile una descrizione schematica dell'influenza del coefficiente di assorbimento sulle varie caratteristiche del modello.

     

Luminosity and mass functions for low main-sequence stars

The luminosity function derived for main sequence stars in the neighbourhood of the Sun shows evidence for a flattening in the interval 5≲M _v ≲8. An interpretation of this feature by means of theoretical models enables us to deduce the mass function for stars belonging to the main sequence.

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Sommario Viene ricavata la funzione di luminosità per stelle di sequenza principale vicine al Sole. Si evidenzia un pianerottolo per 5≲M _v ≲8. II confronto con i modelli teorici consente di desumere la funzione di massa della sequenza principale.

     

The accretion of interstellar matter by white dwarfs

The problem of the energy released by interstellar matter in its accretion by low-luminosity stars is examined. It is found that nearly all the gravitational energy is available as the energy source for the accreting star. When this source of energy becomes predominant, a luminosity-temperature relation can be derived.Evolutionary consequences for the white dwarfs are discussed.The behaviour of selected classes of white dwarfs is recognized in the theoretical H.R. diagram.The evidence for a separation between field white dwarfs and Hyades cluster's white dwarfs is shortly discussed. For the Hyades white dwarfs a well defined sequence in good agreement with a constant accretion locus is found.A critical discussion is finally given on the efficiency of the accretion mechanism in the Hyades dwarfs.

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Sommario Viene discusso il problema dell'energia ceduta dalla materia interstellare nei processi di cattura gravitazionale da parte di oggetti stellari di bassa luminosità. Si mostra come le maggior parte di questa energia sia effettivamente ceduta alla struttura stellare.Nei casi in cui l'energia di accrescimento predomini sulle altre sorgenti di energia è possibile ricavare una relazione luminosità-temperatura. Sono discusse possibili conseguenze sull'evoluzione delle nane bianche.E'esaminato il comportamento di alcune classi di nane bianche nel diagramma H.R. teorico, e viene brevemente discussa l'evidenza per una reale separazione delle nane bianche di campo da quelle nell'ammasso delle Iadi. Per queste ultime in particolare si trova una sequenza molto ben definita, in ottimo accordo con un luogo di costante accrescimento.Un esame critico è infine compiuto riguardo la possibile efficienza dell'accrescimento nelle nane delle Iadi.

     

Analyse photométrique de la pénombre pendant les Éclipses de lune

Sommaire L'analyse photométrique de la pénombre pendant 21 éclipses de 1921 à 1968 sur la base d'un matériau homogène d'observations revèle des anomalies explicables par la luminescence du sol lunaire excitée par les radiations UV-X solaires dont les sources se situent dans la basse couronne et au-dessus des plages K-3. L'influence de la haute atmosphère terrestre se manifeste au bord de l'ombre.

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Photometric analysis of the penumbra during 21 eclipses between 1921 and 1968 based upon the homogeneous observational material reveals some anomalies which may be explained by the lunar luminescence excited by UV-X solar radiations whose sources are located in the low corona and above the K-3 plages. The influence of the terrestrial upper atmosphere is detectable on the border of the umbra.

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Ex-astronome à l'Observatoire de Bordeaux.

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En congé de l'Institut Astronomique de l'Académie des Sciences, Prague.     

Physical conditions in the convective envelope of stars

Summary The mechanical flux originating in the convective envelope of stars is shown to depend critically by the treatment of convection. In particular, in the framework of the mixing-length theory, in passing from a mixing lengthl=H _P to a mixing lengthl=H the presence of mechanical fluxes shifts from being a marginal phenomenon to a dominant one.Possible implications concerning atmospheric microturbulence in Main Sequence stars, as so asA _p andA _m stars, several types of variables and mass loss are briefly discussed.

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Sommario Si mostra come il flusso cinetico originato negli inviluppi convettivi di una stella dipenda criticamente dalle assunzioni fatte nel trattamento della convezione superadiabatica. In particolare, sulla base della teoria della lunghezza di rimescolamento, a seconda che si assumal=H _P o l=H i flussi cinetici passano dall'essere un fenomeno marginale a contributi determinanti.E' discussa una serie di possibili implicazioni riguardanti la microturbolenza atmosferica in stelle di sequenza principale, le stelleA _p eA _m, diversi tipi di variabili e la perdita di massa in fase di gigante.

     

Overshooting of convective cores in helium-burning horizontal-branch stars

In helium-burning horizontal-branch stars, transformation of helium into carbon increases opacity in the convective core. Such a situation can drive an increase of the core-mass extension via the mixing by overshooting. The efficiency of this mechanism is investigated in order to obtain an indication of the time scale for the propagation of the convective boundary. Schwarzschild's criterion is shown to be fulfilled within a few percent at the innermost interface of the core boundary.

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Riassunto Nei primi stadi evolutivi di stelle di ramo orizzontale, la combustione di elio in carbonio aumenta l'opacità nel nucleo convettivo. Ne segue che il rimescolamento al bordo della convezione (overshooting) induce una progressiva instabilità convettiva negli strati contornanti il nucleo con conseguente incremento della massa del nucleo stesso. E' studiata l'efficienza di tale meccanismo al fine di ottenere indicazioni sui tempi scala caratteristici del processo di propagazione. Si mostra come il criterio di Schwarzschild risulti verificato entro qualche percento al bordo interno del nucleo convettivo.

     

La diffusion des spicules dans la couronne solaire

Résumé Sur les films de R. B. Dunn, on a mesuré la largeur () des spicules en fonction du temps (Figure 1a et 2). On constate un très net phénomène d'élargissement, qui est dû à la diffusion des spicules dans couronne. On donne également un modèle empirique de spicules (tableau I) qui est comparé à la couronne environnante (Figure 4). Il est calculé un bilan des masses entre les spicules et les flocculi.

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Summary The width of spicules as a function of time was measured on films taken by R. B. Dunn (Figures la and 2). We could establish very clearly a broadening phenomenon, due to the diffusion of spicular matter into the corona. An empirical model of spicules is given (Table I) and compared with that of the surrounding corona (Figure 4). The mass-balance between spicules and flocculi is computed.

     

An asymptotic solution for the stellar case of the planar Three-Body Problem

A simplified model of the planar Three-Body Problem is considered in which two particles, forming a close binary, orbit a distant point. A small parameter , related to the distance separating the binary and the remaining mass is defined. The time is eliminated from the equations of motion and an angular variable is used instead. A two-variable expansion procedure is used to find an asymptotic solution. The solution obtained is known completely up to the order ten in , and it is valid for almost arbitrary initial conditions. Specification of the initial conditions leads to a solution which is periodic with respect to a modified time variable.

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Résumé On considère un modèle simplifé du Problème Plan des Trois Corps, dans lequel deux particules, formant une binaire proche, sont en orbite par rapport à un troisième point éloigné des deux autres. On définit un petit paramètre , lié à la distance séparant la binaire de la particule restante. On élimine le temps des équations du mouvement et on utilise une variable angulaire comme nouvelle variable indépendante. Une méthode de développement à deux échelles est utilisée permettant d'obtenir une solution asymptotique du problème. La solution obtenue est connue complètement jusqu'àl'ordre dix en , et elle est valable pour des conditions initiales très générales. Pour des conditions initiales bien déterminées, on obtient une solution périodique par rapport à une nouvelle variable temporelle.

     

A multidimensional classification of globular clusters

Forty-two galactic globular clusters are classified according to the five observational parameters:S and (B-V)_{o, g}, used by Hartwick,P _ab, the mean period of theab-type RR Lyrae variables,n _c/n _ab, the relative number of thec-type to theab-type RR Lyrae variables and the red-dening-free parameterQ=(U-B)–0.72(B-V).Seven groups are isolated; a consistency between the Hartwick classification and a subdivision based on the RR Lyrae properties is shown.Globular clusters are confirmed to form a two parametric family of objects, what means that probably only another parameter in addition to the metal abundance must vary from a cluster to another.Evolutionary considerations in relation to the HB characteristics are given in detail. Implications concerning the initial galactic structure and the belium problem are briefly discussed.

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Sommario 42 ammassi globulari galattici sono stati classificati sulla base di cinque parametri osservativi: (B-V)_{o, g} edS, usati da Hartwick,P _ab (periodo medio delle variabili RR Lyrae di tipoab),n _c/n _ab (rapporto tra i numeri delle variabili di tipoc e di tipoab) eQ=(U-B)–0.72 (B-V).Sono state così selezionate sette classi e si è ottenuta una concordanza tra la classificazione basata sulle proprietà delle variabili RR Lyrae e quella di Hartwick. Resta in particolare confermato che gli ammassi globulari formano una famiglia di oggetti dipendente da due parametri, ciò che implica come probabilmente un solo ulteriore parametro in aggiunta all'abbondanza metallica vari da ammasso ad ammasso.Sono esaminate in dettaglio le caratteristiche evolutive di modelli stellari in relazione con le osservazioni di stelle di ramo orizzontale.Vengono infine discusse le implicazioni relative alla iniziale struttura galattica ed al problema dell'elio.

     

Cooling sequence of a pure helium white dwarf of 0.15 solar masses

A new method of integration has been performed and applied to the computation of the cooling sequence of a 0.15M white dwarf consisting of helium. The results are discussed and compared with the previous ones obtained by other authors.

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Riassunto E' stato elaborato un nuovo metodo di integrazione numerica, ed applicato al calcolo della sequenza evolutiva di raffreddamento di una nana bianca di puro elio di 0.15M . I risultati vengono discussi e confrontati con i precedenti modelli ottenuti da altri autori.

     

A supposed new law for planetary distances

In this paper it is remarked that the so called Basano-Hughes law of planetary distances coincides with a formula suggested by G. Armellini in 1921. Besides some additional remarks are made on the laws of planetary distances.

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Riassunto In quest' articolo viene mostrato che la cosiddetta legge di Basano-Hughes sulle distanze planetarie coincide con la formula di G. Armellini (1921). Inoltre vengono fatte alcune considerazioni sulle leggi relative alle distanze planetarie.

     

An observation on the inverse extended problem of Szebehely

Through the use of Jacobi's formulation of the least action principle, differential equations for Szebehely's problem extended to a holonomic system with n degrees of freedom are obtained.

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Sunto Si riottengono le equazioni differenziali relative al problema di Szebehely esteso ad un sistema olonomo ad n gradi di libertà utilizzando il principio di minima azione nella formulazione di Jacobi.