c06:nane_brune
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== A6.4 Massa limite per la combustione dell' | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | In una struttura stellare di [[c05: | ||
+ | della massa aumenta la densità necessaria per raggiungere le | ||
+ | temperature di combustione dell' | ||
+ | compreso anche attraverso semplici valutazioni di ordini di | ||
+ | grandezza. Abbiamo infatti già visto (→ [[c04: | ||
+ | dal [[wp.it> | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | $$ T \propto \frac {M}{R}$$ | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | dalla quale, poiché $\rho \propto M/R^3$ si ricava | ||
+ | anche | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | $$ T \propto \rho^{1/3} M^{2/3}$$ | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | e quindi per mantenere temperature di combustione al diminuire | ||
+ | della massa aumenta la densità. Aumenta conseguentemente il | ||
+ | richio di degenerazione elettronica (-> [[c03: | ||
+ | sino a raggiungere una massa | ||
+ | limite al di sotto della quale le stelle degenerano in presequenza | ||
+ | e non giungono ad innescare le reazioni dell' | ||
+ | già indicato come tale massa limite si aggiri attorno a 0.1 | ||
+ | M$_{\odot}$. Valutazioni più accurate richiedono un | ||
+ | corrispondentemente accurato trattamento della complessa | ||
+ | [[wp.it> | ||
+ | rilevante. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 6.23** Sequenze di contrazione per strutture di | ||
+ | piccola e piccolissima massa. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | La **Fig. 6.23** riporta una serie di tracce evolutive di | ||
+ | strutture di piccola e piccolissima massa in fase di contrazione | ||
+ | gravitazionale. Nel caso illustrato si trova una massa limite pari | ||
+ | a 0.08 M$_{\odot}$. Si noti come al diminuire della massa crescano | ||
+ | notevolmente i tempi di presequenza delle strutture che giungono | ||
+ | ad innescare l' | ||
+ | raggiunge la MS solo dopo alcune centinaia di milioni di anni. Il | ||
+ | completamento della sequenza principale alle minori luminosità | ||
+ | richiede dunque un lungo periodo di tempo, accadimento di cui si | ||
+ | deve tener conto nel costruire le isocrone di ammassi stellari con | ||
+ | età al di sotto di $\sim$ 1 Gyr. | ||
+ | |||
+ | Strutture al di sotto della massa limite non innescano l' | ||
+ | e contraggono sino a raggiungere il raggio della struttura | ||
+ | degenere: la successiva evoluzione consisterà nel progressivo | ||
+ | raffreddamento della struttura che andrà diminuendo | ||
+ | progressivamente luminosità e temperatura efficace seguendo una | ||
+ | sequenza di raggio costante. La **Fig.6.23** mostra come | ||
+ | tali strutture si dispongano a formare un prolungamento della | ||
+ | //Sequenza Principale// | ||
+ | verso le basse luminosità, | ||
+ | l' | ||
+ | predizione che anche per età dell' | ||
+ | prolungamento debba risultare popolato da oggetti che mantengono | ||
+ | luminosità che scalano regolarmente a partire dall' | ||
+ | inferiore della //Sequenza Principale// | ||
+ | |||
+ | A fronte di tale evidenza, l' | ||
+ | (//Black Dwarf//) data in origine a questi oggetti è stata | ||
+ | sostituita da [[wp.it> | ||
+ | prevista sopravvivenza di non trascurabili capacità radiative. A | ||
+ | livello di nomenclatura, | ||
+ | popolano l' | ||
+ | (M$\le$ 0.4 - 0.3 M$_{\odot}$) vengono di norma designate con il termine di | ||
+ | strutture VLM (//Very Low Mass//). | ||
+ | </ | ||
+ | ---- | ||
+ | ~~DISQUS~~ |