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@@ Linea 1: / Linea 1: @@
+====== 4.9 Evoluzione stellare e fusioni nucleari ======
+<WRAP justify>
+La conoscenza del quadro delle reazioni termonucleari consente ora
+di precisare le aspettative evolutive delineate all'inizio di
+questo capitolo come conseguenza del [[c04:il_teorema_del_viriale|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 [[wp.it>Supernova]] .
+\\
+\\
+{{:c04:figura04_011.jpg?500}}
+\\
+**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 [[wp.it>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
+%.
+\\
+\\
+{{:c04:figura04_12.jpg?700}}
+\\
+** 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.
+</WRAP>
+\\
+^T<sub>6</sub>^Fase^E<sub>grav</sub>^E<sub>nucl</sub>^Fotoni^Neutrini^
+|   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  | C<sup>12</sup>+C<sup>12</sup> -> |  -    | 7.7 MeV/n    | -   | circa 100%  |
+| 1100-1400 |           -         |  150 KeV/n  |     -        | -   | circa 100%  |
+| 1400-2000 | O<sup>16</sup>+O<sup>16</sup> ->  |   -   | 8.0 MeV/n    | -   | circa 100%  |
+| 2000-5000 |    Fe               |  400 KeV/n  | 8.4 MeV/n    | -   | circa 100%  |
+<WRAP justify>
+**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 [[wp.it>Sequenza_principale|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.
+</WRAP>
+\\
+----
+\\
+~~DISQUS~~