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7.4 Stelle di piccola massa: esaurimento dell'elio centrale. Ramo asintotico

La fase di esaurimento dell'elio centrale è complicata dall'apparizione di una instabilità che è stata oggetto di molte indagini volte in particolare a decidere se si trattasse di fenomeno reale o di mera instabilità numerica di calcolo. Da un punto di vista generale l'origine fisica di tale instabilità è rapidamente comprensibile, quando si tenga presente che nel meccanismo della semiconvezione, come descritto in precedenza, l'estendersi della semiconvezione ed il conseguente richiamo di elio “fresco” verso le zone convettive centrali contribuiva a stabilizzare la zona grazie alla diminuzione di opacità. In tale descrizione si è implicitamente assunto che il contemporaneo effetto sull'efficienza delle reazioni nucleari fosse piccolo rispetto al meccanismo di opacità.

Ciò non può più essere vero nella fase di esaurimento dell'He, quando l'abbondanza di elio centrale si è ridotta al punto che anche un modesto ingresso di elio si traduce in una sensibile variazione percentuale nell'abbondanza di tale elemento. Ne segue un aumento di luminosità e, conseguentemente, del gradiente radiativo che finisce col produrre una serie di violenti pulsi di convezione noti in letteratura con il termine di breathing pulses. Al riguardo si è andato diffondendo l'orientamento generale di riguardare tale fenomeno come spurio, eliminandolo con varie tecniche dalla modellistica. Pur se il problema attende un definitivo chiarimento, noi nel seguito seguiremo tale orientamento, rimandando agli approfondimenti per una più dettagliata descrizione del fenomeno.

Ciò premesso, l'esame dei dati in Tabella 3 (paragrafo precedente) mostra con sufficiente chiarezza i meccanismi del passaggio dalla combustione centrale di He alla combustione a shell dello stesso elemento, descritto con maggiori dettagli nella Fig. 7.11.

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Fig. 7.11 Contributi parziali alla luminosità totale durante le fase di esaurimento dell’He centrale e il passaggio alla combustione di He in shell. Tempi in milioni di anni dal flash.

All'esaurimento dell'elio centrale viene inizialmente a mancare il contributo delle reazioni <tex>3$\alpha$</tex> e l'energia viene supplita in parte dalla conseguente contrazione ed in parte dalla shell di idrogeno che viene spinta ad aumentare la sua efficienza. All'innesco della combustione di He nella shell circondante il nucleo di CO svanisce il contributo gravitazionale e ne segue la stabilizzazione in due combustioni a shell quiescenti.

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Fig. 7.12 Tracce evolutive per stelle di varia massa durante le fase di combustione centrale di He e nella successiva evoluzione a doppia shell lungo il Ramo Asintotico.

La Fig. 7.12 riporta le tracce evolutive di una serie di modelli di varia massa, seguiti dall'inizio della combustione centrale di elio sino alle fasi avanzate di combustione a shell che precedono la fase di pulsi termici (vedi oltre). La freccia in figura mostra il minimo relativo in luminosità che segnala l'innesco della shell di He. Le caratteristiche dell'evoluzione sono ulteriormente chiarite nella Fig. 7.13 che riporta l'andamento temporale della luminosità dei vari modelli. La stella spende la sua fase di combustione centrale nei pressi della sua luminosità di ZAHB e solo al termine di tale fase si sposta rapidamente verso la sua traccia di Hayashi innalzando contemporaneamente la luminosità. L'innesco della shell di He è segnalato da un minimo relativo nella luminosità, dopo il quale la stella imizia la sua ascesa lungo il “Ramo Asintotico”,aumentando progressivamente la sua luminosità mentre si sviluppa un nucleo degenere di Carbonio ed Ossigeno che tende sempre più a raffreddarsi a causa della crescente efficienza della produzione di neutrini.

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Fig. 7.13 Andamento temporale della luminosità per i modelli di Fig. 7.12.

Nella fase di Ramo Asintotico (AGB) si riproduce quindi la situazione già discussa per le Giganti Rosse: l'evoluzione naturale prevista dal viriale è per così dire “bloccata”, e le strutture sono costrette a permanere nella fase di combustione a shell, aumentando ora con continuità la massa del nucleo di CO. Nel caso di giganti rosse di massa maggiore di <tex>$\sim$ 0.5 M$_{\odot}$</tex> interveniva il flash dell'elio a risolvere la situazione. Ora invece il nucleo di CO è fortemente e definitivamente degenere e la combustione a shell dovrà proseguire accrescendo lentamente la massa del nucleo stesso.

La Fig. 7.11 mostra come l'evoluzione lungo l'AGB sia caratterizzata da un progressivo prevalere della combustione dell'elio (come già è avvenuto nelle fasi di combustione centrale di elio); la shell di H finisce con lo spengersi e la shell di He resta l'unica sorgente di energia efficiente nella struttura. Poichè una shell efficiente rappresenta un limite invalicabile per la convezione, lo spengimento della shell di H consentirebbe in linea di principio alla convezione superficiale di affondare nel nucleo di He. Le stelle di piccola massa “mancano” peraltro il secondo “dredge up” che abbiamo descritto nella discussione generale all'inizio di questo capitolo. Pur a shell di idrogeno spenta, la convezione superficiale non giunge mai a superare la discontinuità He-H, talchè il nucleo di elio che caratterizza le strutture di ramo asintotico è e resta quello ai momento dello spengimento della shell di H o, in pratica, quello ereditato dalla fase di combustione di elio centrale.

Notiamo infine che, a somiglianza di quanto già osservato nel caso di combustione a shell di idrogeno, appare esistere una relazione tra la luminosità della struttura e la massa del nucleo degenere:

$$L \sim 10^4 (M_{CO} -0.5)$$

con la luminosità L e la massa del nucleo degenere MCO misurate in unità solari.


c07/04_piccole_masse_esaurimento_he.txt · Ultima modifica: 02/10/2017 10:04 da marco