c04:evoluzione_stellare_e_fusioni_nucleari
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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' | ||
+ | questo capitolo come conseguenza del [[c04: | ||
+ | schematizzato in Fig. 4.11, ci si attende che la | ||
+ | storia di una stella sufficientemente massiccia consista in una | ||
+ | progressiva contrazione intervallata da " | ||
+ | ogniqualvolta l' | ||
+ | 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> | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 4.11 ** Schema dell' | ||
+ | temperature centrali T in una stella sufficientemente massiccia: | ||
+ | fasi di contrazione gravitazionale (g) portano in successione alle | ||
+ | combustioni | ||
+ | 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' | ||
+ | alla successiva reazione. Come schematizzato in Fig. 4.12, | ||
+ | l' | ||
+ | pre-Supernova alla tipica struttura "a cipolla", | ||
+ | di [[wp.it> | ||
+ | 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' | ||
+ | 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' | ||
+ | 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' | ||
+ | fornisce 7.275 MeV per nucleo prodotto di carbonio, e altri 7.162 | ||
+ | MeV per la combustione di $^{12}C$ | ||
+ | circa 0.6 MeV per nucleone dalla combustione in C, che salgono a | ||
+ | circa 0.9 MeV se la combustione si completa a formare | ||
+ | Se ne conclude che se una stella rimanesse a luminosità costante | ||
+ | la combustione dell' | ||
+ | un quinto di quanto duri quella dell' | ||
+ | realtà una struttura aumenta di ordini di grandezza la sua | ||
+ | luminosità, | ||
+ | corrispondentemente minore, riducendosi talora anche a meno di | ||
+ | 1%. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** Fig. 4.12 ** A sinistra: l' | ||
+ | struttura di una stella. In ordinata la variabile M$_r$/M che | ||
+ | descrive la struttura dal centro (M$_r$/M=0) alla superficie | ||
+ | (M$_r$/ | ||
+ | efficienti le indicate combustioni nicleari. A destra: schema | ||
+ | della struttura finale "a cipolla" | ||
+ | </ | ||
+ | \\ | ||
+ | ^T< | ||
+ | | | ||
+ | | | ||
+ | | | ||
+ | | 100-300 | ||
+ | | 300-800 | ||
+ | | 800-1100 | ||
+ | | 1100-1400 | | ||
+ | | 1400-2000 | O< | ||
+ | | 2000-5000 | Fe | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | **Tabella 1** Schema orientativo dell' | ||
+ | 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' | ||
+ | (gravitazionale o nucleare) rilasciata dall' | ||
+ | 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' | ||
+ | termoneutrini che contraddistingue le fasi evolutive più | ||
+ | avanzate aumentano di molto il fabbisogno energetico, riducendo di | ||
+ | conseguenza i tempi caratteristici della combustione, | ||
+ | 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> | ||
+ | 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, | ||
+ | importanza quando si affronti il problema della formazione degli | ||
+ | elementi e della evoluzione nucleare della materia nell' | ||
+ | </ | ||
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+ | ~~DISQUS~~ |