c05:sequenze_di_modelli_evolutivi
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== 5.2. Sequenze di modelli evolutivi ====== | ||
+ | Avendo prodotto un primo modello di struttura stellare, è | ||
+ | possibile seguirne l' | ||
+ | l' | ||
+ | passi temporali < | ||
+ | variabili fisiche e della composizione chimica lungo tutta una | ||
+ | struttura è infatti possibile predisporre le condizioni per | ||
+ | integrare un nuovo modello che realizza le condizioni della | ||
+ | struttura dopo un prefissato intervallo temporale < | ||
+ | caso generale ciò corrisponde | ||
+ | distribuzione della specie chimiche dopo il passo temporale. | ||
+ | Questa nuova struttura potrà essere integrata, assumendo in ogni | ||
+ | punto " | ||
+ | coefficiente di energia gravitazionale | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | <tex> | ||
+ | [4] \ \ \ \frac {dP_i}{dt} = \frac {P'' | ||
+ | e} \ \ \ \frac {dT_i}{dt} = \frac {T'' | ||
+ | </ | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | dove P, T rappresentano i valori delle | ||
+ | rispettive variabili nel modello che precede (un apice) o segue (due apici) il passo | ||
+ | temporale. | ||
+ | |||
+ | Le variazioni della composizione chimica sono collegate | ||
+ | all' | ||
+ | rimescolamento prodotto da fenomeni di convezione. Le variazioni | ||
+ | di composizione | ||
+ | ricavabili dal numero < | ||
+ | secondo necessario per valutare nel modello di partenza il valore | ||
+ | del coefficiente di produzione di energia nucleare < | ||
+ | Facendo ad esempio il caso della catena PPI, dalla valutazione | ||
+ | delle reazioni primarie (⇒ [[c04: | ||
+ | nuclei di idrogeno scomparsi nell' | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | <tex> | ||
+ | $$ dN_H = -3n_{11}+ 2n_{33}$$ | ||
+ | </ | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | e di conseguenza il numero di nuclei di < | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | <tex> | ||
+ | $$ dN_{He} = -dN_H/4 $$ | ||
+ | </ | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | da cui le variazioni delle abbondanze in massa dopo un intervallo | ||
+ | di tempo < | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | <tex> | ||
+ | $$X_i = (dN_i \mu_i H) \Delta t$$ | ||
+ | </ | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Ove siano presenti regioni convettivamente instabili, si terrà | ||
+ | successivamente conto del processo di omogeneizzazione indotto dal | ||
+ | rimescolamento convettivo ponendo in tutta la zona convettiva | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | <tex> | ||
+ | $$ \langle X_i \rangle = \frac {1}{M_c} \int X_i dM =\frac {1}{M_c} \sum X_i dM $$ | ||
+ | </ | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | dove l' | ||
+ | convettiva di massa totale M< | ||
+ | |||
+ | |||
+ | L' | ||
+ | una struttura stellare a partire dalle primissime fasi di | ||
+ | contrazione gravitazionale attraverso tutte le fasi di combustione | ||
+ | nucleare sino al suo destino finale. Attraverso queste | ||
+ | //Sequenze Evolutive// si realizza il compito dell' | ||
+ | stellare, consentendo di predire nei dettagli le strutture fisiche | ||
+ | e le grandezze osservabili per ogni assunto valore della massa, | ||
+ | della composizione chimica originaria e dell' | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | <fbl> | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | ---- | ||
+ | \\ | ||
+ | ~~DISQUS~~ |
c05/sequenze_di_modelli_evolutivi.txt · Ultima modifica: 29/05/2023 11:30 da marco