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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.
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:
- 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.
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.
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