c06:ramo_giganti_flash_elio
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== 6.2 Stelle di piccola massa: il ramo delle giganti e il " | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | Nel seguito definiremo come //stelle di piccola massa// tutte quelle | ||
+ | strutture nelle quali al termine della combustione centrale | ||
+ | dell' | ||
+ | effetti della // | ||
+ | diminuire della massa di una struttura risulti favorito il | ||
+ | fenomeno della // | ||
+ | masse appartengono le stelle della SPS al di sotto di circa 2.5 | ||
+ | < | ||
+ | l' | ||
+ | chimica della struttura originaria, e per le più volte ripetute | ||
+ | motivazioni è immediato comprendere come esse debbano diminuire | ||
+ | all' | ||
+ | delle strutture di piccola massa risulta di particolare rilevanza, | ||
+ | sia perchè tali strutture rappresentano un importante campione | ||
+ | osservativo delle più antiche [[wp.it> | ||
+ | serie di interessanti fenomeni che si manifestano nel corso di | ||
+ | tale evoluzione. | ||
+ | |||
+ | In linea generale la degenerazione agisce " | ||
+ | struttura: la contrazione del nucleo viene ostacolata dalla | ||
+ | pressione degli elettroni degeneri, viene ostacolato quindi | ||
+ | l' | ||
+ | combustione //a shell// dell' | ||
+ | combustione di idrogeno //a shell// e la degenerazione elettronica | ||
+ | intervengono così a modificare, integrandolo, | ||
+ | quadro evolutivo tratteggiato sulla base del [[wp.it> | ||
+ | |||
+ | Come mostrato in **Fig. 6.6**, al termine della combustione centrale di | ||
+ | idrogeno le stelle di piccola massa raggiungono la loro traccia di | ||
+ | Hayashi e, anzichè innescare l' | ||
+ | evoluzione inerpicandosi lungo la traccia stessa, mentre la | ||
+ | combustione dell' | ||
+ | massa del nucleo di elio. In tale fase di //Gigante Rossa// a causa | ||
+ | delle alte temperature e densità si manifestano nel nucleo con | ||
+ | crescente efficienza | ||
+ | che estraendo energia | ||
+ | nucleo) ostacolano ulteriormente l' | ||
+ | e ritardano l' | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** Fig. 6.6 ** Tracce evolutive di due stelle di piccola | ||
+ | massa. I punti lumgo le tracce indicano variazioni di 0.1 | ||
+ | nell' | ||
+ | Rosse sono indicati inoltre i punti: MC = massimo affondamento | ||
+ | della convezione superficiale; | ||
+ | raggiunge la discontinuità nell' | ||
+ | flash. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | In tali condizioni una struttura viene a perdere energia da due | ||
+ | distinte regioni: la superficie, tramite [[wp.it> | ||
+ | centrali, tramite [[wp.it> | ||
+ | nucleari deve quindi fluire a compensare ambedue queste perdite | ||
+ | e, conseguentemente, | ||
+ | regione intermedia per decrescere sia verso la superficie che | ||
+ | verso il centro della stella. Ne segue anche che l' | ||
+ | dell' | ||
+ | Al ritardo dell' | ||
+ | corrisponde una accresciuta massa del nucleo di elio al momento | ||
+ | dell' | ||
+ | avrà sensibili conseguenze sulla luminosità delle strutture | ||
+ | nella successiva fase di combustione centrale di elio, così che | ||
+ | i relativi riscontri osservativi forniscono una macroscopica | ||
+ | sperimentazione dei processi di [[wp.it> | ||
+ | |||
+ | L' | ||
+ | raggiunge una massa di circa 0.5 M$_{\odot}$, | ||
+ | dipendendo leggermente dalla massa e dalla composizione chimica. | ||
+ | L' | ||
+ | degenere dà luogo ad un processo reazionato positivamente che | ||
+ | inizialmente tende a divergere: l' | ||
+ | temperatura locale lasciando inalterata la pressione che è | ||
+ | essenzialmente fornita dagli elettroni degeneri. La stella dunque | ||
+ | non reagisce espandendosi, | ||
+ | temperatura è di incrementare ulteriormente la velocità delle | ||
+ | reazioni, stimolando l' | ||
+ | delle Giganti Rosse di piccola massa, la < | ||
+ | autoincentivandosi sinchè localmente non si siano raggiunte | ||
+ | temperature in grado di rimuovere la degenerazione attivando la | ||
+ | controreazione dell' | ||
+ | dinamica ($\ddot{r} \sim $ 0), l' | ||
+ | 3$\alpha$ raggiunge valori dell' | ||
+ | senza apprezzabili variazioni delle luminosità della struttura: | ||
+ | l' | ||
+ | nell' | ||
+ | resta nascosta all' | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** Fig. 6.7 ** Caratteristiche strutturali di una stella | ||
+ | di 0.8 M$_{\odot}$, | ||
+ | Sequenza Principale all' | ||
+ | nell' | ||
+ | le grandezze sono normalizzate al loro valore massimo. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | La **Fig. 6.7** illustra le tipiche variazioni strutturali | ||
+ | di una stella di piccola massa dalle fasi finali di sequenza | ||
+ | principale sino all' | ||
+ | del nucleo di He, le variabili fisiche P e T compiano in pratica | ||
+ | lo loro intera escursione all' | ||
+ | ciò la larga insensibilità dell' | ||
+ | caratteristiche dell' | ||
+ | trascurabile modifica alle condizioni al bordo del nucleo P$\sim$0 | ||
+ | e T$\sim$0. Caratteristica di queste fasi è anche l' | ||
+ | sottigliezza della shell di combustione dell' | ||
+ | più avanzate l' | ||
+ | uno strato contenente non più di 10< | ||
+ | massa totale (fase di //shell sottile//). Per meglio | ||
+ | comprendere questa evidenza si può usare un' | ||
+ | gastronomica, | ||
+ | [[http:// | ||
+ | contatto con la superficie " | ||
+ | |||
+ | Si osservi anche come il nucleo, pur giungendo a contenere più | ||
+ | di metà della massa stellare, rimanga sempre di dimensioni | ||
+ | estremamente ridotte. Una Gigante Rossa è dunque formata da un | ||
+ | esteso e tenue inviluppo ricco di idrogeno che quasi " | ||
+ | attorno ad un punto, il nucleo, che fornisce gravità. A | ||
+ | confortare tale pittura basti avvisare che a metà del raggio di | ||
+ | una Gigante Rossa la densità è ancora inferiore alla densità | ||
+ | dell' | ||
+ | col tempo in massa ma non in raggio, raggio che anzi diminuisce | ||
+ | leggermente e progressivamente. Questo processo si può | ||
+ | comprendere osservando che l' | ||
+ | aumenta la massa del nucleo di He degenere, e già sappiamo che | ||
+ | le strutture degeneri al crescere della massa devono diminuire il | ||
+ | raggio. Tale diminuzione non segue peraltro esattamente la | ||
+ | relazione delle Nane Bianche perchè | ||
+ | parzialmente degenere. | ||
+ | |||
+ | In conclusione, | ||
+ | accrescono nel loro interno una embrione di stella di elio che | ||
+ | giungerà infine ad innescare la combustione 3$\alpha$ una volta | ||
+ | raggiunta la indicata massa critica. Si comprende anche così la | ||
+ | limitata influenza di massa e composizione chimica originaria sul | ||
+ | valore di tale massa critica. Stelle di massa minore di 0.5 | ||
+ | M$_{\odot}$ non sono ovviamente in grado di innescare la | ||
+ | combustione di elio. Esse dovranno terminare la loro evoluzione | ||
+ | con una fase di raffreddamento sotto forma di Nane Bianche di | ||
+ | elio. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | ^ Fase ^ log T< | ||
+ | |Sequenza Principale | 7.10 | 1.9 | 17.4 | 10.7 | | ||
+ | |Esaurimento H centrale | 7.29 | 2.4 | 18.0 | 10.8 | | ||
+ | |RG: L=1.5 | 7.56 | 5.2 | 21.3 | 11.7 | | ||
+ | |RG: L=2.0 | 7.66 | 5.5 | 22.0 | 12.2 | | ||
+ | |RG: L=3.0 | 7.82 | 5.9 | 22.5 | 12.5 | | ||
+ | |flash: L=3.3 | 7.88 | 6.0| 22.3 | 12.7 | | ||
+ | \\ | ||
+ | **Tab. 2** Evoluzione temporale dei parametri fisici per la | ||
+ | struttura di 0.9 M$_{\odot}$ di Fig. 6.6 | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | La **Tabella 2** riporta l' | ||
+ | parametri strutturali caratterizzanti l' | ||
+ | massa sino al //flash//. Notiamo solamente come l' | ||
+ | Giganti Rosse e dei loro " | ||
+ | sperimentare astronomicamente il comportamento di un gas di elio a | ||
+ | temperature di poco inferiori ai 100 milioni di gradi e a | ||
+ | densità dell' | ||
+ | di là quindi delle possibilità sperimentali nei laboratori | ||
+ | terrestri. | ||
+ | </ | ||
+ | ---- | ||
+ | ~~DISQUS~~ |