c06:il_flash_dell_elio
Differenze
Queste sono le differenze tra la revisione selezionata e la versione attuale della pagina.
Entrambe le parti precedenti la revisioneRevisione precedenteProssima revisione | Revisione precedente | ||
c06:il_flash_dell_elio [24/03/2010 11:39] – versione 1.0 marco | c06:il_flash_dell_elio [31/05/2023 11:54] (versione attuale) – tolto codice Facebook marco | ||
---|---|---|---|
Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== A6.3 Il flash dell' | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | Abbiamo già indicato come l' | ||
+ | piccola massa avvenga tramite un processo reazionato positivamente | ||
+ | che porta ad un [[wp.it> | ||
+ | 3a$\alpha$. A causa del raffreddamento indotto dai neutrini | ||
+ | l' | ||
+ | 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//, | ||
+ | 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. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 6.21** Evoluzione strutturale di una stella di | ||
+ | 0.7 M$_{\odot}$, | ||
+ | dell' | ||
+ | temporale della convezione durante i vari flash. La linea a punti | ||
+ | indica l' | ||
+ | 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< | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | La **Fig. 6.21** | ||
+ | fasi calcolate per una stella di massa M = 0.7 M$_{\odot}$, | ||
+ | e Z = 10< | ||
+ | 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, | ||
+ | contribuire sostanzialmente alla struttura solo in prossimità | ||
+ | dell' | ||
+ | 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' | ||
+ | |||
+ | 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' | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** Fig. 6.22** Percorso nel diagramma HR della struttura | ||
+ | di cui alla Fig. 6.21 durante la fase di innesco | ||
+ | dell' | ||
+ | principale; la stella l' | ||
+ | combustione centrale di elio. II tempo t è in milioni di anni | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | | ||
+ | dell' | ||
+ | l' | ||
+ | luminosità, | ||
+ | di flash per ogni 100 giganti rosse. Questo rende pienamente conto | ||
+ | della lacuna osservabile negli [[wp.it> | ||
+ | [[wp.it> | ||
+ | </ | ||
+ | ---- | ||
+ | ~~DISQUS~~ |