c06:limite_chandrasekhar
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:limite_chandrasekhar [01/08/2012 10:17] – spostamento figura marco | c06:limite_chandrasekhar [31/05/2023 11:40] (versione attuale) – tolto codice Facebook marco | ||
---|---|---|---|
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' | ||
+ | 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' | ||
+ | inviluppo totalmente convettivo, seguendo infine l' | ||
+ | medesima con un progressivo aumento di luminosità sinchè la | ||
+ | shell di idrogeno resta l' | ||
+ | nucleare (Fig. 6.1). E' questo il primo apparire di | ||
+ | una regola generale; // | ||
+ | verso alte temperature efficaci, combustioni a shell riportano i | ||
+ | modelli verso le rispettive tracce di Hayashi.// | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** 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' | ||
+ | dell' | ||
+ | \\ | ||
+ | </ | ||
+ | ^ Fase ^ 2 ^ 3 ^ 5 ^ 6 ^ 9 ^ | ||
+ | | 3 M$_{odot}$ | 227 | 239 | 249 | 253 | 326 | | ||
+ | | 5M$_{odot}$ | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | ** Tab. 1 ** Tempi evolutivi (milioni di anni) per le due strutture di | ||
+ | 3 e 5 M$_{\odot}$ alle fasi riportate in Fig. 6.1 | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Al progredire della combustione l' | ||
+ | inerte di elio viene trasformato anch' | ||
+ | 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' | ||
+ | tende inizialmente verso una struttura isoterma, reagendo poi alla | ||
+ | continua sua crescita in massa con una contrazione e conseguente | ||
+ | riscaldamento che condurrà infine all' | ||
+ | dell' | ||
+ | |||
+ | Stelle della SPS dopo la fase di //overall contraction// | ||
+ | nei pressi della Sequenza Principale sinchè il nucleo di elio | ||
+ | raggiunge $\sim$ 10% della massa totale della stella. E' questo | ||
+ | il [[wp> | ||
+ | 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' | ||
+ | sia di quelli precedenti che di quelli della successiva | ||
+ | combustione dell' | ||
+ | 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// | ||
+ | tempi alle diverse fasi evolutive di due strutture della Fig. 6.1. | ||
+ | |||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** Fig. 6.2 ** Diagramma CM per l' | ||
+ | [[wp.it> | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | |||
+ | Stelle con massa superiore a circa 6 M$_{\odot}$ hanno in Sequenza | ||
+ | Principale nuclei convettivi che già superano il limite di | ||
+ | Schoenberg Chandrasekhar: | ||
+ | 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' | ||
+ | prima di raggiungere la traccia di Hayashi (vedi Fig. 6.1), che | ||
+ | verrà raggiunta solo al termine della successiva combustione | ||
+ | dell' | ||
+ | limite inferiore per tale combustione precoce dell' | ||
+ | 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. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** Fig. 6.3 ** Tracce evolutive di stelle di SPS per le | ||
+ | indicate masse e composizioni chimiche. I punti sulle tracce | ||
+ | riportano nell' | ||
+ | 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, | ||
+ | tali strutture a quella delle strutture della SPI che verrà | ||
+ | discussa nella prossima sezione. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** Fig. 6.4 ** Caratteristiche strutturali di una stella | ||
+ | si 6 M$_{\odot}$, | ||
+ | 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' | ||
+ | struttura di Sequenza Principale il gradiente di elio conseguente all' | ||
+ | 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' | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **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< | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | La Fig. 6.5 illustra infine l' | ||
+ | temporale di una struttura di 7 M$_{\odot}$ secondo una | ||
+ | rappresentazione tipica della scuola evolutiva tedesca di | ||
+ | [[wp> | ||
+ | </ | ||
+ | \\ | ||
+ | ---- | ||
+ | \\ | ||
+ | ~~DISQUS~~ |
c06/limite_chandrasekhar.txt · Ultima modifica: 31/05/2023 11:40 da marco