c05:esaurimento_idrogeno
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== 5.6. La Sequenza Principale e l' | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | La struttura di ZAMS è il punto iniziale della lunga combustione | ||
+ | centrale dell' | ||
+ | diminuzione dell' | ||
+ | corrisponde automaticamente un continuo aumento di temperatura e | ||
+ | densità centrali che si riflette in una lenta crescita della | ||
+ | luminosità e un progressivo allontanamento dalla ZAMS. Stelle | ||
+ | della Sequenza Principale Superiore (SPS) hanno nuclei convettivi | ||
+ | nei quali l' | ||
+ | prodotto nelle combustioni. Poichè l' | ||
+ | parità di condizioni fisiche - minore di quella dell' | ||
+ | gradiente radiativo tende a diminuire e conseguentemente | ||
+ | l' | ||
+ | tempo. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig 5.11 ** Andamento schematico dell' | ||
+ | idrogeno durante l' | ||
+ | segnalano nell' | ||
+ | segnalano il passaggio alla combustione CNO. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | L' | ||
+ | lunga fase di Sequenza Principale, | ||
+ | caratteristiche singolarmente diverse per stelle della SPI o SPS, | ||
+ | in dipendenza della presenza o meno di nuclei convettivi. In | ||
+ | stelle della SPI, in assenza di moti convettivi centrali | ||
+ | l' | ||
+ | al centro della struttura e, in ogni punto di tale zona, in | ||
+ | proporzione all' | ||
+ | un andamento temporale dell' | ||
+ | riportato nella figura 5.11. E' facile comprendere come | ||
+ | in tal caso l' | ||
+ | traumatico: il progressivo aumento di temperatura renderà più | ||
+ | efficienti le combustioni nelle zone ricche di idrogeno | ||
+ | contornanti il centro e la combustione si sposterà con | ||
+ | continuità dal centro ad una ampia shell contornante un nucleo | ||
+ | essenzialmente composto solo da elio e dagli originari elementi | ||
+ | pesanti. | ||
+ | |||
+ | E' importante rilevare che la crescita delle temperature centrali | ||
+ | favorisce l' | ||
+ | dell' | ||
+ | sopravvento. A causa della forte dipendenza del CNO dalla | ||
+ | temperatura, | ||
+ | combustioni che finisce col presentarsi come una shell sottile che | ||
+ | progredisce all' | ||
+ | ancora ricca di idrogeno e separando bruscamente il nucleo di elio | ||
+ | dalle zone più esterne. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 5.12. ** Andamento schematico dell' | ||
+ | idrogeno durante l' | ||
+ | segnalano nell' | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Nelle stelle di SPS la presenza del nucleo convettivo conduce | ||
+ | invece a conseguenze peculiari. Anche se la zona di combustione | ||
+ | è fortemente accentrata, il rimescolamento operato dalla | ||
+ | convezione fa sì che l' | ||
+ | tutta la zona convettiva (Fig. 5.12). Ne consegue che | ||
+ | all' | ||
+ | solo le zone ove era efficiente la combustione, | ||
+ | estesa regione circostante. Allo spengersi delle combustioni la | ||
+ | stuttura deve quindi reagire con una contrazione che avrà | ||
+ | termine solo quando la temperatura interna si sarà innalzata | ||
+ | sino a produrre una efficiente combustione di idrogeno negli | ||
+ | strati circostanti il vecchio nucleo convettivo. Si noti //"in | ||
+ | passing"// | ||
+ | relativo flusso, il gradiente radiativo crolla e sparisce | ||
+ | l' | ||
+ | |||
+ | La Fig. 5.13 riporta esempi del cammino evolutivo delle | ||
+ | strutture durante la fase di MS, sino all' | ||
+ | combustione di idrogeno in una shell. Il modello di 1 M$_{\odot}$ | ||
+ | mostra la tipica evoluzione delle strutture di SPI: si allontana | ||
+ | regolarmente dalla posizione di ZAMS raggiungendo un massimo della | ||
+ | temperatura efficace (//turn off// della traccia) poco prima | ||
+ | dell' | ||
+ | traccia prosegue dirigendosi sempre più decisamente verso basse | ||
+ | temperature efficaci nel mentre si instaura la combustione di | ||
+ | idrogeno in una shell. I modelli di 1.25 e 1.5 M$_{\odot}$ | ||
+ | mostrano invece il tipico andamento delle strutture di SPS. Poco | ||
+ | prima dell' | ||
+ | solo al termine della quale l' | ||
+ | viene definitivamente esaurito. Ci si attende dunque che stelle | ||
+ | sufficientemente massicce presentino al termine della fase di | ||
+ | combustione centrale di idrogeno (MS) una fase di contrazione | ||
+ | gravitazionale, | ||
+ | quelli nucleari. In questa fase ci si attende quindi scarsa o | ||
+ | nulla presenza di oggetti stellari. Le osservazioni confermano | ||
+ | puntualmente tale previsione: ammassi stellari sufficientemente | ||
+ | giovani mostrano al termine della sequenza principale una " | ||
+ | per mezzo della quale l' | ||
+ | strutture di SPS diventa -indirettamente- un osservabile (Fig. 5.14). | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** Fig. 5.13 ** Tracce evolutive nel diagramma HR di stelle | ||
+ | per la composizione iniziale Y=0.30, Z=0.10. L' | ||
+ | seguita a partire dal modello di ZAMS sino al massimo relativo di | ||
+ | luminosità (C). I punti lungo le tracce indicano decrementi di | ||
+ | idrogeno centrale | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Ulteriori dettagli sulla fase di esaurimento dell' | ||
+ | riportati in **A5.6**. Prima di concludere questo punto dobbiamo | ||
+ | però aggiungere che per masse al di sopra delle 10 M$_{\odot}$, | ||
+ | la fase di esaurimento dell' | ||
+ | di un ulteriore fenomeno: l' | ||
+ | contrazione si traduce in un flusso così grande che nelle | ||
+ | regioni che circondano il nucleo il gradiente radiativo viene | ||
+ | spinto a superare quello adiabatico e le zone diventano, almeno | ||
+ | formalmente, | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** Fig. 5.14 ** Il diagramma CM (Colore-Magnitudine) per | ||
+ | l' | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Abbiamo detto " | ||
+ | osservare che nella derivazione del //criterio di Schwarzschild// | ||
+ | era a suo tempo fatta l' | ||
+ | chimicamente omogenea. La zona che contorna il nucleo in | ||
+ | contrazione presenta invece un gradiente di elio, la cui | ||
+ | abbondanza va progressivamente crescendo verso l' | ||
+ | risultato della progressiva diminuzione delle dimensioni del | ||
+ | nucleo convettivo originalmente presente nel modello di ZAMS. | ||
+ | |||
+ | L' | ||
+ | stabilizzare la zona più di quanto previsto dal criterio di | ||
+ | Schwarzschild: | ||
+ | elementi possono trovarsi più caldi dell' | ||
+ | essere peraltro richiamati alla posizione originale perchè | ||
+ | intrinsecamente più pesanti. Conseguentemente il criterio di | ||
+ | Schwarzschild si trasforma nel //Criterio di Ledoux// secondo il | ||
+ | quale per l' | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | $$\nabla_{rad} \ge \nabla_L = \nabla_{ad} + \frac {dlog\mu}{dlogP}$$ | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | E' stato però fatto notare che in una zona superadiabatica resa | ||
+ | stabile del //termine di Ledoux// un elemento richiamato alla sua | ||
+ | posizione iniziale, a causa delle inevitabili perdite radiative vi | ||
+ | tornerebbe più freddo e quindi più pesante dell' | ||
+ | circostante, | ||
+ | una sia pur diversa forma di instabilità che porterebbe in ogni | ||
+ | caso al rimescolamento degli strati coinvolti. L' | ||
+ | rimescolamento in queste zone è peraltro questione | ||
+ | ancora dibattuta, talora affrontata nel quadro di teorie diffusive. | ||
+ | Qui notiamo solo che nel caso dell' | ||
+ | in stelle massicce l' | ||
+ | criterio di Ledoux inibisce di fatto la formazione delle shell di | ||
+ | convezione, con predizioni osservative che sembrano in molto | ||
+ | migliore accordo con le osservazioni ($\rightarrow$ A5...). | ||
+ | |||
+ | Resta infine da notare come la durata della fase di combustione | ||
+ | centrale dell' | ||
+ | della massa (e della luminosità) della struttura: la precedente | ||
+ | //tabella 5.1// riporta alcuni valori di tale durata per stelle di | ||
+ | metallicità solare. Stelle povere di metalli avranno durate | ||
+ | leggermente più lunghe, ma si può in ogni modo concludere che | ||
+ | in ogni caso stelle con masse minori di $\sim$ 0.8 M$_{\odot}$ | ||
+ | hanno vite di MS maggiori dell' | ||
+ | ($\sim$ 10$^{10}$ anni). Tali strutture devono quindi in ogni caso | ||
+ | essere ancora presenti in cielo, portando testimonianza di tutte | ||
+ | le generazioni stellari che si sono succedute nella nostra come | ||
+ | nelle altre galassie. Si ricava anche che il nostro Sole, con | ||
+ | circa 4 miliardi di anni di vita, si trova nel pieno della sua | ||
+ | fase di MS, ancora essenzialmente sorretto dalla // | ||
+ | Il confronto delle strutture solari teoriche con i dati | ||
+ | sperimentali dell' [[wp.it> | ||
+ | probabile efficienza di meccanismi di // | ||
+ | microscopica// | ||
+ | anni, inducono leggere modificazioni | ||
+ | elementi chimici all' | ||
+ | interessando quindi solo l' | ||
+ | suffientemente piccola e tempi evolutivi corrispondentemente | ||
+ | lunghi. | ||
+ | </ | ||
+ | \\ | ||
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+ | \\ | ||
+ | ~~DISQUS~~ |