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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== 5.5. La Sequenza Principale di Età Zero (ZAMS) ====== | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | In base alle considerazioni evolutive sin qui svolte è possibile | ||
+ | produrre valutazioni teoriche sulle strutture di Sequenza | ||
+ | Principale per ogni assunta composizione chimica iniziale. La **Fig. 5.8** | ||
+ | riporta, nel riquadro a sinistra, l' | ||
+ | diagramma HR di tali sequenze per tre scelte di composizione | ||
+ | chimica che coprono le composizioni delle strutture galattiche. Il | ||
+ | riquadro a destra nella stessa figura riporta l' | ||
+ | temperature centrali per gli stessi modelli. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 5.8 ** A sinistra: distribuzione nel diagramma HR | ||
+ | di strutture di sequenza principale per le indicate composizioni | ||
+ | chimiche. Il punto lungo le sequenze segnala la collocazione dei | ||
+ | modelli di 1 M$_{\odot}$. E' indicata una retta R= cost (logL | ||
+ | $\propto$ 4logT$_e$). A destra: andamento delle temperature | ||
+ | centrali (in milioni di gradi) al variare della massa negli stessi | ||
+ | modelli. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Luminosità e temperatura centrale crescono in ogni caso al | ||
+ | crescere della massa, come richiesto dal crescente contenuto | ||
+ | energetico e conseguente fabbisogno delle strutture di equilibrio. | ||
+ | Al crecere della massa stellare segue l' | ||
+ | delle combustioni nucleari sotto il controllo del ciclo CNO. La | ||
+ | transizione tra catena pp e ciclo CNO avviene attorno alle 1-2 | ||
+ | M$_{\odot}$, | ||
+ | transizione è segnalata dalla diversa pendenza della relazione | ||
+ | massa - temperatura centrale: per sostenere l' | ||
+ | luminosità con la crescita della massa, stelle sorrette dalla | ||
+ | catena pp ($ \propto T^4$) devono aumentare la temperatura | ||
+ | centrale molto più rapidamente di quanto richiesto dalle stelle | ||
+ | sorrette dal ciclo CNO, a motivo della molto maggiore dipendenza dalla | ||
+ | temperatura di queste ultime ($ \propto T^{14}$). | ||
+ | |||
+ | Le masse minori, sorrette dalla catena pp, come conseguenza della | ||
+ | bassa dipendenza di tale catena dalla temperatura hanno nuclei in | ||
+ | equilibrio radiativo, con l' | ||
+ | una limitata | ||
+ | La alta | ||
+ | dipendenza dalla temperatura del ciclo CNO genera invece nuclei | ||
+ | convettivi che aumentano all' | ||
+ | della temperatura centrale. Contemporaneamente, | ||
+ | minore si collocano a temperature effettive corrispondentemente | ||
+ | minori, ove abbiamo visto debbano svilupparsi inviluppi convettivi | ||
+ | che devono scomparire alle alte temperature efficaci. Ne segue che | ||
+ | -come indicato in figura- | ||
+ | " | ||
+ | caratteristicamente speculari: nuclei radiativi ed inviluppi | ||
+ | convettivi le prime, nuclei convettivi e inviluppi radiativi le | ||
+ | seconde. Differenze che si rifletteranno nelle successive fasi | ||
+ | evolutive. La convezione superficiale, | ||
+ | logT$_e \sim$ 4.0, a logT$_e \sim$ 3.8 comincia ad interessare | ||
+ | consistenti frazioni di massa stellare, affondando sempre di più | ||
+ | al diminuire della massa (e della temperatura efficace) sino a | ||
+ | produrre per masse M$\le$ 0.3 M$_{\odot}$ strutture totalmente | ||
+ | convettive. | ||
+ | |||
+ | La **Tabella 1** riporta alcune grandezze caratterizzanti | ||
+ | strutture di sequenza principale con composizione originale | ||
+ | solare, Z=0.02, Y=0.27. Si nota come, in generale, al crescere | ||
+ | della massa decresca | ||
+ | può comprendere il significato di tale comportamento ricorrendo | ||
+ | alla condizione di equilibrio imposta dal viriale. Supponiamo | ||
+ | infatti | ||
+ | (con un [[wp.it> | ||
+ | la massa. La struttura ha due | ||
+ | vie per ritrovare l' | ||
+ | totale (aumentare la temperatura) o diminuire l' | ||
+ | gravitazionale (espandere e diminuire la densità). I dati in | ||
+ | tabella mostrano che le strutture stellari sfruttano | ||
+ | contemporaneamente ambedue i canali. La leggera deviazione da tale | ||
+ | comportamento generale attorno 1 M$_{\odot}$ è, forse, da porsi | ||
+ | in connessione con la transizione tra i due tipi di combustione e | ||
+ | la nascita dei nuclei convettivi. Se, aumentando la massa, aumenta | ||
+ | la temperatura e diminuisce la densità dobbiamo infine | ||
+ | concluderne che all' | ||
+ | allontanano sempre più dal rischio di degenerazione elettronica, | ||
+ | accadimento che è la chiave di volta dalla quale dipenderanno le | ||
+ | caratteristiche dell' | ||
+ | successive alla Sequenza Principale. | ||
+ | </ | ||
+ | ^M ^ logL ^ logTe ^ R ^ T< | ||
+ | |0.1 | -3.06 | 3.450 | 0.12| 4.69 | 402.5 | | ||
+ | |0.3 | -1.98 | 3.534 | 0.29| 7.69 | 100.7 | | ||
+ | |0.6 | -1.09 | 3.620 | 9.55| 10.0 | | ||
+ | |0.8 | -0.59 | 3.694 | 0.70| 11.7 | 79.2 | | ||
+ | |1.0 | -0.17 | 3.751 | 0.87| 13.7 | 77.4 | | ||
+ | |1.5 | 0.69 | 3.849 | 1.49| 18.1 | 79.4 | | ||
+ | |2.5 | 1.59 | 4.028 | 1.84| 22.7 | 48.9 | | ||
+ | |5.0 | 2.74 | 4.230 | 2.73| 26.9 | 20.3 | | ||
+ | |7.0 | 3.25 | 4.318 | 3.27| 29.1 | 13.5 | | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | ** Tabella 1 ** Grandezze caratteristiche di alcune strutture di ZAMS per | ||
+ | composizione chimica solare. Vengono riportati nell' | ||
+ | massa M in masse solari, luminosità e temperatura effettiva, | ||
+ | raggio in raggi solari, | ||
+ | $\rho_c$, la massa del nucleo convettivo M< | ||
+ | la frazione di massa del bordo inferiore della convezione esterna | ||
+ | M< | ||
+ | il ciclo CNO. L' | ||
+ | che le strutture trascorreranno nella fase di combustione centrale | ||
+ | di H. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Per quel che riguarda le strutture di MS, la degenerazione | ||
+ | elettronica comincia ad influire solo nelle stelle al di sotto di | ||
+ | 1 M$_{\odot}$, | ||
+ | attorno a 0.1 M$_{\odot}$ giunge a bloccare la contrazione di | ||
+ | presequenza e ad impedire così l' | ||
+ | dell' | ||
+ | a raffreddare sotto forma di oggetti compatti sorretti dalla | ||
+ | pressione di degenerazione, | ||
+ | fase gravitativa. Se non troppo al di sotto della massa limite, a | ||
+ | queste " | ||
+ | Dwarfs//) ad indicare l' | ||
+ | radiative. Con masse ancora minori si entra nel campo dei [[wp.it> | ||
+ | gassosi]], con analoga storia evolutiva. In tale contesto è da | ||
+ | notare come nel nostro sistema planetario [[wp.it> | ||
+ | 10$^{-3}$ M$_{\odot}$, | ||
+ | di quella ricevuta dal Sole, una evidenza da porsi forse in | ||
+ | relazione con una residua lenta contrazione. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** Fig. 5.9 ** La collocazione nel diagramma HR di | ||
+ | Sequenze Principali con Z=0.001 e varie assunzioni sull' | ||
+ | di idrogeno X. La linea a punti mostra il luogo di modelli di | ||
+ | 1M$_{\odot}$ al variare di X. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | La **Fig. 5.8** mostra come al diminuire del contenuto di | ||
+ | metalli e/o all' | ||
+ | principali si spostino verso maggiori temperature effettive, | ||
+ | mentre a parità di massa le strutture risultano più luminose. | ||
+ | Questa ultima evidenza indica senza ambiguità un aumento delle | ||
+ | temperature centrali, come peraltro verificabile nel riquadro | ||
+ | destro della stessa figura. Notiamo subito che la dipendenza della | ||
+ | collocazione nel diagramma HR dal contenuto di elementi pesanti | ||
+ | rende ragione della collocazione in tale diagramma delle subnane | ||
+ | di campo, le stelle povere di metalli che transitano nelle | ||
+ | vicinanza del Sole ($\rightarrow$ Cap.1). L' | ||
+ | luminosità lascia anche prevedere che al diminuire del contenuto | ||
+ | di metalli | ||
+ | fase di combustione di idrogeno. | ||
+ | |||
+ | La risposta delle strutture alle variazioni di elio può essere | ||
+ | compresa osservando che, a parità di densità, l' | ||
+ | della percentuale di elio diminuisce il numero di particelle: la | ||
+ | struttura deve contrarre e aumentare la sua temperatura per | ||
+ | contrastare l' | ||
+ | peso molecolare, troveremo strutture più calde e più | ||
+ | luminose. La **Fig. 5.9** riporta una estesa analisi della | ||
+ | collocazione delle Sequenze Principali al variare del contenuto di | ||
+ | elio. Spingendosi verso il limite X (abbondanza di | ||
+ | idrogeno)$\rightarrow$0 le sequenze coprono una vasta ma limitata | ||
+ | fascia del diagramma H R, per balzare a temperature efficaci | ||
+ | notevolmente più alte per X=0. Tale balzo è collegato alla | ||
+ | variazione nel meccanismo di combustione che, all' | ||
+ | dell' | ||
+ | alla combustione 3$\alpha$, che richiede temperature | ||
+ | centrali molto maggiori. | ||
+ | |||
+ | Si noti che se le stelle fossero oggetto di efficienti | ||
+ | rimescolamenti interni evolverebbero mantenendosi omogenee, | ||
+ | accrescendo col tempo il loro contenuto di elio. La loro | ||
+ | //traccia evolutiva// dovrebbe dunque seguire le linee a massa | ||
+ | costante in **Fig. 5.9**, spostandosi sulla sinistra della | ||
+ | Sequenza Principale. Tale approccio topologico fornisce una | ||
+ | semplice risposta ad un delicato problema: l' | ||
+ | rotazione delle strutture stellari può lasciar sospettare che | ||
+ | fenomeni di circolazione meridiana rimescolino la struttura, | ||
+ | mantenendola omogene. La valutazione teorica dell' | ||
+ | tali rimescolamenti è collegata a non semplici valutazioni sulla | ||
+ | viscosità del gas stellare, e potrebbe apparire dubbia. La | ||
+ | riposta osservativa è esplicitamente e inconfutabilmente | ||
+ | negativa, mostrando che l' | ||
+ | sinistra ma sulla destra della Sequenza Principale. Sarà dunque | ||
+ | l' | ||
+ | cosa che farà con buon successo. Conviene peraltro ancora una | ||
+ | volta ricordare come l' | ||
+ | rimescolamento si traduca in una indeterminazione sul valore della | ||
+ | temperatura efficace in stelle con inviluppi convettivi i cui | ||
+ | effetti dovrano essere opportunamente valutati. | ||
+ | |||
+ | La **Fig. 5.10** riporta l' | ||
+ | fisiche e di composizione in un modello di MS di 1.25 M$_{\odot}$. | ||
+ | Si noti in particolare l' | ||
+ | convettivo e l' | ||
+ | intervengono nelle due combustioni pp e CNO. La caratteristica | ||
+ | distribuzione dell' | ||
+ | più interne questo elemento ha ormai raggiunto la sua abbondanza | ||
+ | di equilibrio (che cresce al diminuire della temperatura) mente | ||
+ | nelle zone più esterne non è stato ancora formato. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** Fig. 5.10. ** Andamento con la frazione di massa delle | ||
+ | variabili fisiche e chimiche in un modello di MS di 1.25 | ||
+ | M$_{\odot}$, | ||
+ | valori L=7.16 10< | ||
+ | $\rho$=87.81, | ||
+ | 10< | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Qui come sempre nel seguito, occorre ricordare come la | ||
+ | indeterminazione sulla lunghezza di rimescolamento si traduca in | ||
+ | una indeterminazione sui valori assoluti delle temperature con | ||
+ | inviluppi convettivi ($\rightarrow$ A6.1), indeterminazione che | ||
+ | è necessario tenere in considerazione ogniqualvolta si proceda | ||
+ | all' | ||
+ | </ | ||
+ | \\ | ||
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c05/zams.txt · Ultima modifica: 29/05/2023 11:32 da marco