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c06:il_flash_dell_elio

A6.3 Il flash dell'elio.

Abbiamo già indicato come l'innesco dell'elio in stelle di piccola massa avvenga tramite un processo reazionato positivamente che porta ad un flash di efficienza delle reazioni di fusione 3a$\alpha$. A causa del raffreddamento indotto dai neutrini l'innesco dell'elio avviene in una shell, la cui distanza dal centro dipende dai parametri di massa e di composizione chimica della stella. Calcoli dettagliati mostrano come un primo e più violento flash riesca a rimuovere la degenerazione elettronica negli strati sovrastanti la shell di innesco. Il processo procede quindi, in maniera sufficientemente complessa, attraverso una serie successiva di flash secondari, intervallati nel tempo e progressivamente sempre più prossimi al centro della stella, sinchè la degenerazione è completamente rimossa in tutto il nucleo di elio ed inizia la fase di combustione quiescente di elio al centro della struttura.

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Fig. 6.21 Evoluzione strutturale di una stella di 0.7 M$_{\odot}$, Y= 0.20, Z=10-3 durante la fase di innesco dell'elio. Nel pannello superiore è riportato lo sviluppo temporale della convezione durante i vari flash. La linea a punti indica l'andamento della posizione del massimo di temperatura. Nel pannello inferiore sono riportati, in luminosità solari, gli andamenti della luminosit totale (L) ed i contributi a questa delle combustioni d H e di He. Il tempo t è in 106 anni.

La Fig. 6.21 riporta alcune caratteristiche di tali fasi calcolate per una stella di massa M = 0.7 M$_{\odot}$, Y=0.20 e Z = 10-3. Si noti in particolare come l'espansione indotta dal flash principale (il primo) negli strati esterni del nucleo di elio produca lo spengimento della shell di idrogeno che recupererà la sua efficienza solo gradualmente, tornando a contribuire sostanzialmente alla struttura solo in prossimità dell'inizio della fase di combustione di elio quiescente. I risultati principali di tali calcoli, eseguiti sotto le usuali assunzioni di simmetria sferica e convezione interna adiabatica, possono essere riassunti nei due seguenti punti fondamentali:

  1. La convezione nel nucleo resta separata, sia pur di poco ($\Delta M_r \sim 2*10^{-3}$) dalla base della shell di idrogeno. Non si attendono quindi rimescolamenti che si ripercuotano sulla successiva efficienza di questa shell.
  2. Nel corso dei vari flash si giunge a sintetizzare una quantità di carbonio dell'ordine $^{12}X \sim 0.05$, omogeneamente distribuito nel nucleo di elio.

La Fig.6.22 riporta il cammino evolutivo della struttura di cui alla Fig. 6.21 durante la fase dei flash e sino ai raggiungimento della combustione quiescente dell'elio centrale.

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Fig. 6.22 Percorso nel diagramma HR della struttura di cui alla Fig. 6.21 durante la fase di innesco dell'elio. Il cerchietto pieno indica la posizione al flash principale; la stella l'inizio della fase quiescente di combustione centrale di elio. II tempo t è in milioni di anni

Poichè la durata di questa fase risulta dell'ordine di 106 anni, a fronte dei 108 anni tipici per l'evoluzione di gigante rossa nello stesso intervallo di luminosità, ci si attende di osservare circa una stella in fase di flash per ogni 100 giganti rosse. Questo rende pienamente conto della lacuna osservabile negli ammassi globulari tra il ramo delle giganti e la successiva fase di combustione di elio.


c06/il_flash_dell_elio.txt · Ultima modifica: 05/10/2017 10:01 da marco