Astrofisica Stellare

Questa pagina è in sola lettura. Puoi visualizzare il sorgente, ma non puoi modificarlo. Contatta l'amministratore se pensi che ci sia un errore.
====== A5.6. La fase di esaurimento dell'idrogeno. ======

<WRAP justify>
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.
\\
\\
{{: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 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.
\\
\\
{{: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 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**
\\
\\
{{:c05:figura05_23.jpg?400}}
\\
** 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.
\\
\\
{{: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 M$_{\odot}$ calcolata
adottando il criterio di Ledoux.
</WRAP>
----
~~DISQUS~~