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c04:evoluzione_stellare_e_fusioni_nucleari

4.9 Evoluzione stellare e fusioni nucleari

La conoscenza del quadro delle reazioni termonucleari consente ora di precisare le aspettative evolutive delineate all'inizio di questo capitolo come conseguenza del teorema del viriale. Come schematizzato in Fig. 4.11, ci si attende che la storia di una stella sufficientemente massiccia consista in una progressiva contrazione intervallata da “stop” nucleari ogniqualvolta l'innalzamento della temperatura nelle zone centrali raggiunga la soglia di una delle combustioni termonucleari chiamate progressivamente a trasformare prima H in He, poi He in C e O, sintetizzando infine Mg, Si sino alla costituzione del nucleo finale di Fe la cui fotodisintegrazione darà inizio al collasso finale di Supernova .

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Fig. 4.11 Schema dell'andamento temporale delle temperature centrali T in una stella sufficientemente massiccia: fasi di contrazione gravitazionale (g) portano in successione alle combustioni di H, He, C.. sino alla finale fotodisintegrazione del Ferro.

Più in dettaglio, troveremo che ogni reazione, esaurito il proprio combustibile nelle regioni centrali, si sposta in uno strato che circonda il nucleo composto dai prodotti di reazione che all'aumentare della temperatura fungeranno da combustibile alla successiva reazione. Come schematizzato in Fig. 4.12, l'iterazione di tale processo conduce infine nelle fasi finali di pre-Supernova alla tipica struttura “a cipolla”, in cui un nucleo di Ferro è contornato in successione dai prodotti delle varie reazioni che sono state efficienti lungo tutta la storia della stella.

La durata temporale delle fasi di combustione nucleare resta determinata dalla condizione che l'energia prodotta supplisca al fabbisogno energetico della struttura, restando quindi collegata alla capacità di produrre energia delle varie fusioni. E' subito visto che a parità di nucleoni coinvolti la fusione di gran lunga più energetica è quella dell'idrogeno, dalla quale ci attendiamo un emissione di energia di almeno $\sim$20 MeV per nucleo di He prodotto, quindi almeno $\sim$5 MeV per nucleone coinvolto. Segue nell'ordine la $3\alpha\rightarrow ^{12}C$ che fornisce 7.275 MeV per nucleo prodotto di carbonio, e altri 7.162 MeV per la combustione di $^{12}C$ in $^{16}O$. Si hanno dunque circa 0.6 MeV per nucleone dalla combustione in C, che salgono a circa 0.9 MeV se la combustione si completa a formare $^{16}O$. Se ne conclude che se una stella rimanesse a luminosità costante la combustione dell'elio sarebbe in grado di durare non più di un quinto di quanto duri quella dell'idrogeno. Poichè in realtà una struttura aumenta di ordini di grandezza la sua luminosità, la durata combustione di He risulterà corrispondentemente minore, riducendosi talora anche a meno di 1%.

figura04_12.jpg
Fig. 4.12 A sinistra: l'andamento temporale della struttura di una stella. In ordinata la variabile M$_r$/M che descrive la struttura dal centro (M$_r$/M=0) alla superficie (M$_r$/M=1). Le aree tratteggiate rappresentano le zone ove sono efficienti le indicate combustioni nicleari. A destra: schema della struttura finale “a cipolla” in fase di pre-Supernova.


T6FaseEgravEnuclFotoniNeutrini
0-10 Gravit. 1 KeV/n - 100% -
10-30 H → He - 6.7 MeV/n 95% 5%
30-100 Gravit. 10 KeV/n - 100% -
100-300 He → C,O - 7.4 MeV/n 100% -
300-800 Gravit. 100 KeV/n - 50% 50%
800-1100 C12+C12 - 7.7 MeV/n - circa 100%
1100-1400 - 150 KeV/n - - circa 100%
1400-2000 O16+O16 - 8.0 MeV/n - circa 100%
2000-5000 Fe 400 KeV/n 8.4 MeV/n - circa 100%

Tabella 1 Schema orientativo dell'evoluzione di una struttura stellare massiva attraverso le diverse fasi di combustione al crescere della temperatura centrale $T_6$ (in milioni di gradi). Per ogni fase viene riportata l'energia totale (gravitazionale o nucleare) rilasciata dall'inizio dell'evoluzione e la frazione di energia emessa per fotoni o neutrini.

Le combustioni di elementi più pesanti risultano ancor meno energetiche e, per di più, l'abbondante produzione di termoneutrini che contraddistingue le fasi evolutive più avanzate aumentano di molto il fabbisogno energetico, riducendo di conseguenza i tempi caratteristici della combustione, sino a farli svanire in una continua finale contrazione. La Tabella 1 riporta una valutazione indicativa della storia energetica di una struttura, dalla sua formazione sino alla struttura finale di pre-Supernova.

Se l'età delle stelle è distribuita a caso, ci si attende di trovare la grande maggioranza delle stelle in fase di combustione di idrogeno, e ciò è da collegarsi alla già citata evidenza osservativa della Sequenza Principale. Ci si attende anche una non trascurabile presenza di stelle in fase di combustione di He, ma una scarsa o nulla evidenza di stelle in fasi di combustione ancor più avanzate. Fasi quindi di difficile identificazione osservativa, ma che risultano peraltro di grande importanza quando si affronti il problema della formazione degli elementi e della evoluzione nucleare della materia nell'Universo.




c04/evoluzione_stellare_e_fusioni_nucleari.txt · Ultima modifica: 02/11/2017 16:06 da marco