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+====== 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
+<tex>M$_{\odot}$</tex> in due momenti, l'uno precedente e l'altro successivo
+all'esaurimento dell'idrogeno.
+\\
+\\
+{{:c05:figura05_21.jpg?450}}
+\\
+**Fig.5.21** Distribuzione delle concentrazioni in massa
+degli elementi primari o pseudoprimari all'interno di una
+struttura di 1 <tex>M$_{\odot}$</tex> 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'<tex>$^{16}$O</tex>, che ha iniziato a muoversi
+verso la sua composizione di equilibrio solo nelle regioni più
+centrali. Si nota peraltro che il <tex>$^{12}$C</tex> si è ormai portato
+all'equilibrio con l'<tex>$^{14}$N</tex> 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'<tex>$^{16}$O</tex> la cui
+abboondanza nelle regioni centrali è crollata ai valori di
+equilibrio. Si può infine notare come la shell dell' <tex>$^3$He</tex> 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.
+\\
+\\
+{{:c05:figura05_22.jpg?450}}
+\\
+**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 <tex>1.25 M$_{\odot}$</tex> 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**
+\\
+\\
+{{:c05:figura05_23.jpg?400}}
+\\
+** Fig. 5.23** Andamento temporale della temperatura
+efficace in modelli di 20 <tex>M$_{\odot}$</tex>, 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 <tex>$\sim$</tex> 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.
+\\
+\\
+{{:c05:figura05_24.jpg}}
+\\
+** Fig. 5.24** Diagramma CM  dell'ammasso giovane
+globulare della [[wp.it>Grande_Nube_di_Magellano|Grande Nube di Magellano]] NGC2004. La linea mostra
+la traccia evolutiva di una stella di 16 <tex>M$_{\odot}$</tex> calcolata
+adottando il criterio di Ledoux.
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+~~DISQUS~~