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c06:limite_chandrasekhar

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c06:limite_chandrasekhar [10/11/2015 10:58]
marco giustificazione marginale
c06:limite_chandrasekhar [05/10/2017 09:28] (versione attuale)
marco Resa formule matematiche
Linea 30: Linea 30:
 </​WRAP>​ </​WRAP>​
 ^ Fase ^ 2 ^ 3 ^ 5 ^ 6 ^ 9 ^  ^ Fase ^ 2 ^ 3 ^ 5 ^ 6 ^ 9 ^ 
-<​tex> ​3 M$_{odot}$</​tex> ​|  227 | 239  | 249  | 253  |  326  | +| 3 M$_{odot}$ |  227 | 239  | 249  | 253  |  326  | 
-<​tex> ​5M$_{odot}$</​tex> ​| 65.5 | 68.2 | 70.3 | 70.8 | 87.8   ​|+| 5M$_{odot}$ ​ | 65.5 | 68.2 | 70.3 | 70.8 | 87.8  |
 <WRAP justify> <WRAP justify>
 ** Tab. 1 ** Tempi evolutivi (milioni di anni) per le due strutture di ** Tab. 1 ** Tempi evolutivi (milioni di anni) per le due strutture di
-3 e 5 <tex>M$_{\odot}$</​tex> ​alle fasi riportate in Fig. 6.1+3 e 5 M$_{\odot}$ alle fasi riportate in Fig. 6.1
 \\ \\
 \\ \\
Linea 50: Linea 50:
 Stelle della SPS dopo la fase di //overall contraction//​ permangono Stelle della SPS dopo la fase di //overall contraction//​ permangono
 nei pressi della Sequenza Principale sinchè il nucleo di elio nei pressi della Sequenza Principale sinchè il nucleo di elio
-raggiunge ​<tex>$\sim$ 10\%</​tex> ​della massa totale della stella. E' questo+raggiunge $\sim$ 10% della massa totale della stella. E' questo
 il [[wp>​Schönberg–Chandrasekhar_limit|limite di Schoenberg Chandrasekhar]],​ dal nome dei due il [[wp>​Schönberg–Chandrasekhar_limit|limite di Schoenberg Chandrasekhar]],​ dal nome dei due
 ricercatori che nel 1942 mostrarono con trattamento analitico come ricercatori che nel 1942 mostrarono con trattamento analitico come
Linea 77: Linea 77:
 \\ \\
  
-Stelle con massa superiore a circa <tex>6 M$_{\odot}$</​tex> ​hanno in Sequenza+Stelle con massa superiore a circa 6 M$_{\odot}$ hanno in Sequenza
 Principale nuclei convettivi che già superano il limite di Principale nuclei convettivi che già superano il limite di
 Schoenberg Chandrasekhar:​ l'​esaurimento del idrogeno centrale è Schoenberg Chandrasekhar:​ l'​esaurimento del idrogeno centrale è
 seguito immediatamente dalla contrazione del nucleo di elio con il seguito immediatamente dalla contrazione del nucleo di elio con il
 conseguente spostamento verso la traccia di Hayashi dove innescano conseguente spostamento verso la traccia di Hayashi dove innescano
-la combustione ​<tex>3$\alpha$</​tex>​. Stelle ancora più massicce (<tex>$\ge$ 15 +la combustione 3$\alpha$. Stelle ancora più massicce ($\ge$ 15 
-M$_{\odot}$</​tex>​) finiscono con innescare le reazioni dell'​elio ancor+M$_{\odot}$) finiscono con innescare le reazioni dell'​elio ancor
 prima di raggiungere la traccia di Hayashi (vedi Fig. 6.1), che prima di raggiungere la traccia di Hayashi (vedi Fig. 6.1), che
 verrà raggiunta solo al termine della successiva combustione verrà raggiunta solo al termine della successiva combustione
Linea 104: Linea 104:
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 \\ \\
-In stelle con massa inferiore a, circa, 2.5 <tex>M$_{\odot}$</​tex> ​nel nucleo+In stelle con massa inferiore a, circa, 2.5 M$_{\odot}$ nel nucleo
 di elio cominciano invece a manifestarsi gli effetti della di elio cominciano invece a manifestarsi gli effetti della
 degenerazione elettronica,​ che accomunerà la storia evolutiva di degenerazione elettronica,​ che accomunerà la storia evolutiva di
Linea 114: Linea 114:
 \\ \\
 ** Fig. 6.4 ** Caratteristiche strutturali di una stella ** Fig. 6.4 ** Caratteristiche strutturali di una stella
-si 6 <tex>M$_{\odot}$</​tex>​, Y=0.20, Z= <tex>10$^{-4}$</​tex> ​nella fase di Sequenza+si 6 M$_{\odot}$,​ Y=0.20, Z= 10$^{-4}$ nella fase di Sequenza
 Principale (pannello Principale (pannello
 superiore) e nella fase di combustione di idrogeno a shell superiore) e nella fase di combustione di idrogeno a shell
Linea 122: Linea 122:
 \\ \\
 La Fig. 6.4 riporta alcuni dettagli della struttura di La Fig. 6.4 riporta alcuni dettagli della struttura di
-una stella di 6 <tex>M$_{\odot}$</​tex> ​in fase di combustione centrale di+una stella di 6 M$_{\odot}$ in fase di combustione centrale di
 idrogeno (pannello superiore) e nella fase di combustione a shell idrogeno (pannello superiore) e nella fase di combustione a shell
 che segue l'​esaurimento dell'​idrogeno centrale. Si noti nella che segue l'​esaurimento dell'​idrogeno centrale. Si noti nella
Linea 136: Linea 136:
 \\ \\
 **Fig. 6.5** Schema rappresentativo della evoluzione **Fig. 6.5** Schema rappresentativo della evoluzione
-temporale di  una struttura di  7 <tex>M$_{\odot}$</​tex> ​di Popolazione I.+temporale di  una struttura di  7 M$_{\odot}$ di Popolazione I.
 Il tempo è in unità di 10<​sup>​7</​sup>​ anni. Il tempo è in unità di 10<​sup>​7</​sup>​ anni.
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 La Fig. 6.5 illustra infine l'​andamento La Fig. 6.5 illustra infine l'​andamento
-temporale di una struttura di 7 <tex>M$_{\odot}$</​tex> ​secondo una+temporale di una struttura di 7 M$_{\odot}$ secondo una
 rappresentazione tipica della scuola evolutiva tedesca di rappresentazione tipica della scuola evolutiva tedesca di
 [[wp>​Rudolf_Kippenhahn|Rudolf Kippenhahn]] e collaboratori. [[wp>​Rudolf_Kippenhahn|Rudolf Kippenhahn]] e collaboratori.
c06/limite_chandrasekhar.txt · Ultima modifica: 05/10/2017 09:28 da marco