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c05:la_fase_di_esaurimento_dell_idrogeno

A5.6. La fase di esaurimento dell'idrogeno.

Le strutture della SPI, caratterizzate lungo la fase di MS da nuclei in equilibrio radiativo, attraversano la fase di esaurimento dell'idrogeno al centro mantenendo una regolare continuità evolutiva. La Fig. 5.21 mostra la distribuzione degli elementi chimici in una struttura di 1 M$_{\odot}$ in due momenti, l'uno precedente e l'altro successivo all'esaurimento dell'idrogeno.

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Fig.5.21 Distribuzione delle concentrazioni in massa degli elementi primari o pseudoprimari all'interno di una struttura di 1 M$_{\odot}$ prima (linee continue) e dopo (linee a punti) l'esaurimento dell'idrogeno centrale. Tutte le grandezze sono normalizzate al loro valore massimo.

La distribuzione dell'idrogeno nella struttura che precede l'esaurimento è conseguenza di una combustione pp che è giunta ad interessare circa metà della massa stellare. La scarsa efficienza del ciclo CNO è dimostrata dalla distribuzione dell'$^{16}$O, che ha iniziato a muoversi verso la sua composizione di equilibrio solo nelle regioni più centrali. Si nota peraltro che il $^{12}$C si è ormai portato all'equilibrio con l'$^{14}$N in gran parte della zona di combustione.

Nella struttura successiva all'esaurimento si è ormai formato un piccolo nucleo di elio. La combustione è ancora largamente sorretta dalla catena pp, come mostrato dalle dimensioni della zona in cui l'idrogeno è diminuito. La combustione CNO sta però guadagnando efficienza, come mostrato dall'$^{16}$O la cui abboondanza nelle regioni centrali è crollata ai valori di equilibrio. Si può infine notare come la shell dell'$^3$He si sposti verso l'esterno, come conseguenza del combinato effetto della diminuzione dei valori di equilibrio dovuta all'aumento di temperatura nella porzione più interna della shell, e della proseguita produzione di tale elemento nella porzione più esterna.

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Fig. 5.22 Andamento temporale di variabili fisiche di struttura e dell'abbondanza centrale di H durante la fase di contrazione all'esaurimeno di H centrale.Il tempo t è in miliardi di anni.

I dettagli dell'evoluzione di una struttura di SPS attraverso la fase di esaurimento dell'idrogeno sono più complessi. Il passaggio dalla combustione centrale a quella a shell, sovente indicato in letteratura come fase di overall contraction, avviene in realtà con una certa continuità, grazie anche all'intervento nella fase cruciale dell'energia gravitazionale. La Fig. 5.22 mostra l'andamento temporale di alcune variabili di struttura nella stella di 1.25 M$_{\odot}$ di Fig 5.13. La contrazione ha inizio quando al centro X$_c \sim$ 0.05 (punto A in figura) con un aumento di temperatura e densità centrali che tendono a mantenere efficiente la combustione CNO dello scarso H ancora presente, mentre la generazione di energia gravitazionale resta ben al di sotto di quella nucleare. Nel contempo aumentano anche le temperatura ai margini del nucleo convettivo ove iniziano a divenire sia pur debolmente efficienti reazioni di combustione.

L'esaurimento dell'idrogeno è segnalato dalla contemporanea scomparsa del nucleo convettivo: in questo momento la contrazione gioca il suo ruolo di stabilizzazione, fornendo un'energia pari a quella generata nuclearmente. La temperatura centrale crolla perchè il nucleo ormai privo di sorgenti di energia deve tendere all'isotermia, portandosi alla temperatura delle combustioni che lo circondano, mentre cresce corrispondentemente la densità centrale. Al termine di questa ultima e rapida fase, la struttura si è stabilizzata nella combustione a shell. E' importante notare che, contrariamente a quanto talora ritenuto, la fase di rapida evoluzione (e quindi la “gap” osservativa) non necessariamente coincide con la fase di temperature efficaci crescenti (tratto A-B in Fig. 5.13), potendosi estendere anche alle fasi successive, come facilmente deducibile dai dati di Fig. 5.22

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Fig. 5.23 Andamento temporale della temperatura efficace in modelli di 20 M$_{\odot}$, composizione chimica solare, all'esaurimento dell'idrogeno centrale, calcolati adottando alternativamente il criterio di Ledoux (L) o quello di Schwarzschild (S).

Passando al caso delle shell di convezione in stelle massicce, l'alternativa applicazione dei criteri di Schwarzschild o di Ledoux porta, come abbiamo indicato, all'esistenza o meno dell' instabilità, con macroscopiche conseguenze sulle caratteristiche evolutive. La Fig. 5.23 riporta ad esempio l'andamento temporale della temperatura efficace in una stella di 20 <tex>M$_{\odot}$</tex> valutato sotto le due alternative ipotesi. Assumendo il criterio de Ledoux all'esaurimento dell'idrogeno la stella si sposta bruscamente nella zona delle giganti rosse, ove proseguirà la sua vita innescando la combustione dell'elio. Dal criterio di Schwarschild si ricaverebbe invece che la stella si sposta lentamente dalla sua posizione di MS, innescando l'elio avendo ancora un temperatura efficace di $\sim$ 10000 K. La Fig. 5.24 mostra che ammassi globulari giovani nella Grande Nube di Magellano (LMC= Large Magellanic Cloud) presentano un gruppo ben separato di giganti rosse, mostrando così che il criterio di Ledoux produce, perlomeno, modelli stellari molto più vicini alla realtà delle cose.

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Fig. 5.24 Diagramma CM dell'ammasso giovane globulare della Grande Nube di Magellano NGC2004. La linea mostra la traccia evolutiva di una stella di 16 M$_{\odot}$ calcolata adottando il criterio di Ledoux.


c05/la_fase_di_esaurimento_dell_idrogeno.txt · Ultima modifica: 09/10/2017 11:26 da marco