Differenze

Queste sono le differenze tra la revisione selezionata e la versione attuale della pagina.

--- c06:il_flash_dell_elio [24/03/2010 11:40] – aggiunto box commenti - marco
+++ c06:il_flash_dell_elio [14/06/2021 14:05] – modifica esterna 127.0.0.1
@@ Linea 1: / Linea 1: @@
+====== A6.3 Il flash dell'elio. ======
+<WRAP justify>
+Abbiamo già indicato come l'innesco dell'elio in stelle di
+piccola massa avvenga tramite un processo reazionato positivamente
+che porta ad un [[wp.it>Flash_dell'elio|flash di efficienza]] delle reazioni di fusione
+a$\alpha$. 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.
+\\
+\\
+{{:c06:figura_06_21.jpg?450}}
+\\
+**Fig. 6.21** Evoluzione strutturale di una stella di
+.7 M$_{\odot}$, Y= 0.20, Z=10<sup>-3</sup> 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 10<sup>6</sup> 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<sup>-3</sup>. 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:
+  - 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.
+  - 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.
+\\
+\\
+{{:c06:figura_06_22.jpg?450}}
+\\
+** 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 10<sup>6</sup> anni, a fronte dei 10<sup>8</sup> 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 [[wp.it>ammassi globulari]] tra il
+[[wp.it>Ramo_delle_giganti_rosse|ramo delle giganti]] e la successiva fase di combustione di elio.
+</WRAP>
+----
+<fbl>
+~~DISQUS~~