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@@ Linea 1: / Linea 1: @@
+====== 6.1 Il Limite di Schoenberg Chandrasekhar. Gap di Hertzsprung ======
+<WRAP justify>
+Le caratteristiche evolutivo-strutturali di una stella che si
+inoltra nella fase di combustione di H in una shell risultano
+regolate da una serie di ricorrenze che accomunano tutte le
+strutture. L'instaurarsi della combustione a shell è infatti
+sempre seguita da una espansione degli strati esterni mentre la
+luminosità si mantiene approssimativamente costante. Diminuisce
+quindi la temperatura efficace e gli strati esterni alla shell
+diventano rapidamente e sempre più consistentemente convettivi.
+La stella si porta conseguentemente verso la sua //traccia di
+Hayashi// raggiungendo l'isoconvettiva corrispondente ad un
+inviluppo totalmente convettivo, seguendo infine l'isoconvettiva
+medesima con un progressivo aumento di luminosità sinchè la
+shell di idrogeno resta l'unico sorgente efficiente di energia
+nucleare (Fig. 6.1). E' questo il primo apparire di
+una regola generale; //combustioni centrali collocano i modelli
+verso alte temperature efficaci, combustioni a shell riportano i
+modelli verso le rispettive tracce di Hayashi.//
+\\
+\\
+{{:c06:figura06_01.jpg?500}}
+\\
+** Fig.6.1 ** Tracce evolutive nel diagramma HR per
+stelle di Pop.I di varie masse. Il punto 6 indica il termine
+della combustione di H in shell e l'innesco della combustione
+dell'elio.
+\\
+</WRAP>
+^ Fase ^ 2 ^ 3 ^ 5 ^ 6 ^ 9 ^
+| 3 M$_{odot}$ |  227 | 239  | 249  | 253  |  326  |
+| 5M$_{odot}$  | 65.5 | 68.2 | 70.3 | 70.8 | 87.8  |
+<WRAP justify>
+** Tab. 1 ** Tempi evolutivi (milioni di anni) per le due strutture di
+e 5 M$_{\odot}$ alle fasi riportate in Fig. 6.1
+\\
+\\
+Al progredire della combustione l'idrogeno che circonda il nucleo
+inerte di elio viene trasformato anch'esso in elio. Il nucleo
+aumenta quindi con continuità la propria massa mentre la shell
+di combustione interesssa progressivamente strati sempre più
+esterni. In ogni caso la combustione è ormai dominata dal ciclo
+CNO. Causa l'assenza di sorgenti di energia, il nucleo di elio
+tende inizialmente verso una struttura isoterma, reagendo poi alla
+continua sua crescita in massa con una contrazione e conseguente
+riscaldamento che condurrà infine all'innesco delle reazioni
+dell'elio.
+Stelle della SPS dopo la fase di //overall contraction// permangono
+nei pressi della Sequenza Principale sinchè il nucleo di elio
+raggiunge $\sim$ 10% della massa totale della stella. E' questo
+il [[wp>Schönberg–Chandrasekhar_limit|limite di Schoenberg Chandrasekhar]], dal nome dei due
+ricercatori che nel 1942 mostrarono con trattamento analitico come
+al di sopra di questo limite non siano ammesse soluzioni delle
+equazioni di equilibrio che si raccordino con un nucleo isotermo.
+Raggiunto tale limite i nuclei iniziano una fase di contrazione
+mentre la struttura si porta verso la traccia di Hayashi dove,
+dopo breve risalita, giungono ad innescare la combustione centrale
+dell'elio. Questa fase si sviluppa con tempi scala molto minori
+sia di quelli precedenti che di quelli della successiva
+combustione dell'elio. Ci si attende quindi che la zona del
+diagramma HR compresa tra la Sequenza Principale e le Giganti
+Rosse in fase di combustione di elio sia scarsamente popolata,
+accadomento peraltro già evidenziato dalle osservazioni di
+ammassi giovani (Fig. 6.2), noto in letteratura come //Gap di
+Herizsprung//. I dati in Tabella 1 riportano a titolo di esempio i
+tempi alle diverse fasi evolutive di due strutture della Fig. 6.1.
+\\
+\\
+{{:c06:figura06_02.jpg?500}}
+\\
+** Fig. 6.2 ** Diagramma CM per l'ammasso giovane di disco
+[[wp.it>NGC_7789|NGC7789]].
+\\
+\\
+Stelle con massa superiore a circa 6 M$_{\odot}$ hanno in Sequenza
+Principale nuclei convettivi che già superano il limite di
+Schoenberg Chandrasekhar: l'esaurimento del idrogeno centrale è
+seguito immediatamente dalla contrazione del nucleo di elio con il
+conseguente spostamento verso la traccia di Hayashi dove innescano
+la combustione 3$\alpha$. Stelle ancora più massicce ($\ge$ 15
+M$_{\odot}$) finiscono con innescare le reazioni dell'elio ancor
+prima di raggiungere la traccia di Hayashi (vedi Fig. 6.1), che
+verrà raggiunta solo al termine della successiva combustione
+dell'elio . In caso di strutture povere di metalli, decresce il
+limite inferiore per tale combustione precoce dell'elio (Fig.6.3).
+Tale comportamento può essere agevolmente interpretato
+ricordando che al diminuire di Z aumentano temperature centrali e
+luminosità delle stelle, aumentando con queste anche le
+dimensioni in massa del nucleo convettivo. Vengono così simulate
+condizioni che a Z maggiori sono caratteristiche di stelle più
+massicce.
+\\
+\\
+{{:c06:figura06_03.jpg?500}}
+\\
+** Fig. 6.3 ** Tracce evolutive di stelle di SPS per le
+indicate masse e composizioni chimiche. I punti sulle tracce
+riportano nell'ordine: ZAMS, esaurimento idrogeno centrale, inizio
+combustione centrale di elio, esaurimento elio centrale.
+\\
+\\
+In stelle con massa inferiore a, circa, 2.5 M$_{\odot}$ nel nucleo
+di elio cominciano invece a manifestarsi gli effetti della
+degenerazione elettronica, che accomunerà la storia evolutiva di
+tali strutture a quella delle strutture della SPI che verrà
+discussa nella prossima sezione.
+\\
+\\
+{{:c06:figura06_04.jpg?500}}
+\\
+** Fig. 6.4 ** Caratteristiche strutturali di una stella
+si 6 M$_{\odot}$, Y=0.20, Z= 10$^{-4}$ nella fase di Sequenza
+Principale (pannello
+superiore) e nella fase di combustione di idrogeno a shell
+(pannello inferiore). Le grandezze sono normalizzate al loro
+valore massimo.
+\\
+\\
+La Fig. 6.4 riporta alcuni dettagli della struttura di
+una stella di 6 M$_{\odot}$ in fase di combustione centrale di
+idrogeno (pannello superiore) e nella fase di combustione a shell
+che segue l'esaurimento dell'idrogeno centrale. Si noti nella
+struttura di Sequenza Principale il gradiente di elio conseguente all'arretramento
+del nucleo convettivo e nella struttura a shell il gradiente di
+temperatura nel nucleo che segnala la contrazione del medesimo e,
+negli strati esterni al nucleo, la diminuzione di luminosità che
+segnala il riassorbimento di energia legato alla espensione
+dell'inviluppo.
+\\
+\\
+{{:c06:figura06_05.jpg?500}}
+\\
+**Fig. 6.5** Schema rappresentativo della evoluzione
+temporale di  una struttura di  7 M$_{\odot}$ di Popolazione I.
+Il tempo è in unità di 10<sup>7</sup> anni.
+\\
+\\
+La Fig. 6.5 illustra infine l'andamento
+temporale di una struttura di 7 M$_{\odot}$ secondo una
+rappresentazione tipica della scuola evolutiva tedesca di
+[[wp>Rudolf_Kippenhahn|Rudolf Kippenhahn]] e collaboratori.
+</WRAP>
+<fbl>
+\\
+\\
+----
+\\
+~~DISQUS~~