c07:04_piccole_masse_esaurimento_he
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== 7.4 Stelle di piccola massa: esaurimento dell' | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | La fase di esaurimento dell' | ||
+ | dall' | ||
+ | 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' | ||
+ | rapidamente comprensibile, | ||
+ | meccanismo della semiconvezione, | ||
+ | l' | ||
+ | elio " | ||
+ | stabilizzare la zona grazie alla diminuzione di opacità. In tale | ||
+ | descrizione si è implicitamente assunto che il contemporaneo | ||
+ | effetto sull' | ||
+ | rispetto al meccanismo di opacità. | ||
+ | |||
+ | Ciò non può più essere vero nella fase di esaurimento | ||
+ | dell' | ||
+ | punto che anche un modesto ingresso di elio si traduce in una | ||
+ | sensibile variazione percentuale nell' | ||
+ | Ne segue un aumento di luminosità e, conseguentemente, | ||
+ | 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' | ||
+ | eliminandolo con varie tecniche dalla modellistica. Pur se il | ||
+ | problema attende un definitivo chiarimento, | ||
+ | seguiremo tale orientamento, | ||
+ | una più dettagliata descrizione del fenomeno. | ||
+ | |||
+ | Ciò premesso, l' | ||
+ | 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. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **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' | ||
+ | inizialmente a mancare il contributo delle reazioni < | ||
+ | l' | ||
+ | in parte dalla shell di idrogeno che viene spinta ad aumentare la | ||
+ | sua efficienza. All' | ||
+ | circondante il nucleo di CO svanisce il contributo gravitazionale | ||
+ | e ne segue la stabilizzazione in due combustioni a shell | ||
+ | quiescenti. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **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' | ||
+ | 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' | ||
+ | sono ulteriormente chiarite nella **Fig. 7.13** che riporta | ||
+ | l' | ||
+ | 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' | ||
+ | è segnalato da un minimo relativo nella luminosità, | ||
+ | quale la stella imizia la sua ascesa lungo il "Ramo | ||
+ | Asintotico", | ||
+ | si sviluppa un nucleo degenere di Carbonio ed Ossigeno che tende | ||
+ | sempre più a raffreddarsi a causa della crescente efficienza | ||
+ | della produzione di neutrini. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **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' | ||
+ | naturale prevista dal viriale è per così dire " | ||
+ | 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 < | ||
+ | M$_{\odot}$</ | ||
+ | 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' | ||
+ | caratterizzata da un progressivo prevalere della combustione | ||
+ | dell' | ||
+ | centrale di elio); la shell di H finisce con lo spengersi e la | ||
+ | shell di He resta l' | ||
+ | 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 | ||
+ | " | ||
+ | nella discussione generale all' | ||
+ | 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 | ||
+ | nucleo degenere: | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | $$L \sim 10^4 (M_{CO} -0.5)$$ | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | con la luminosità L e la massa del nucleo degenere M< | ||
+ | misurate in unità solari. | ||
+ | </ | ||
+ | ---- | ||
+ | ~~DISQUS~~ |