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@@ Linea 1: / Linea 1: @@
+====== A6.4 Massa limite per la combustione dell'idrogeno. Nane Brune. ======
+<WRAP justify>
+In una struttura stellare di [[c05:zams|Sequenza Principale]] al diminuire
+della massa aumenta la densità necessaria per raggiungere le
+temperature di combustione dell'idrogeno. Ciò può essere
+compreso anche attraverso semplici valutazioni di ordini di
+grandezza. Abbiamo infatti già visto (→ [[c04:condizioni_generali_sulle_strutture_stellari|A4.3]]) come
+dal [[wp.it>teorema del viriale]] si ricavi per la temperatura media di una struttura
+\\
+\\
+$$ T \propto \frac {M}{R}$$
+\\
+\\
+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:degenerazione_elettronica_gas_fermi|A3.2]])
+sino a raggiungere una massa
+limite al di sotto della quale le stelle degenerano in presequenza
+e non giungono ad innescare le reazioni dell'idrogeno. Abbiamo
+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>equazione di stato]], ove le interazioni coulombiane rivestono un ruolo
+rilevante.
+\\
+\\
+{{:c06:figura06_23.jpg?450}}
+\\
+**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'idrogeno, cosi che, al limite, la 0.08 M$_{\odot}$
+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'idrogeno
+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, mostrando nel contempo come
+l'ulteriore allungamento dei tempi di contrazione porti alla
+predizione che anche per età dell'ordine di 10 Gyr tale
+prolungamento debba risultare popolato da oggetti che mantengono
+luminosità che scalano regolarmente a partire dall'estremo
+inferiore della //Sequenza Principale//.
+A fronte di tale evidenza, l'antica designazione di Nane Nere
+(//Black Dwarf//) data in origine a questi oggetti è stata
+sostituita da [[wp.it>Nana_bruna|Nane Brune]] (//Brown Dwarf//) a significare la
+prevista sopravvivenza di non trascurabili capacità radiative. A
+livello di nomenclatura, aggiungiamo infine che le stelle che
+popolano l'estremità inferiore della //Sequenza Principale//
+(M$\le$ 0.4 - 0.3 M$_{\odot}$) vengono di norma designate con il termine di
+strutture VLM (//Very Low Mass//).
+</WRAP>
+----
+~~DISQUS~~