Strumenti Utente

Strumenti Sito


c07:05_pulsi_termici

7.5 I Pulsi termici e il terzo dredge up

Una struttura di Ramo Asintotico è composta da un nucleo di CO degenere, contornato da strati di He a loro volta circondati dall'inviluppo ancora ricco di idrogeno. Poco dopo la sua accensione, la shell di combustione di He prende il sopravvento e la più esterna shell di combustione dell'idrogeno si spenge. Da questo momento l'evoluzione strutturale consisterà in un progressivo aumento della massa del nucleo degenere di CO, mentre la situazione al passaggio He-H resta congelata causa l'assenza di reazioni nucleari di fusione dell'idrogeno. Come già nel caso delle Giganti Rosse il nucleo degenere cresce in massa ma diminuisce in raggio. Ragionando peraltro in termini della variabile Mr potremo dire che il nucleo si sposta a valori sempre maggiori di tale parametro, a spese dei circostanti strati di elio che vengono progressivamente trasformati in CO e inglobati nel nucleo.

In tale progressivo aumento, il nucleo degenere finisce necessariamente col trovarsi sempre più prossimo all'inviluppo ricco di idrogeno. Quando la distanza (in massa) si riduce a pochi centesimi di massa solare inizia a riaccendersi la shell di idrogeno, riaccensione segnalata da un massimo relativo nell'andamento della luminosità col tempo. Segue nel tempo una sorta di instabilità nota come “pulsi termici” da cui, tra l'altro, ci si può attendere il trasporto in superficie di prodotti di combustione dell'elio. Con l'apparizione dei pulsi termici ha fine la fase indicata in letteratura come evoluzione di “early AGB”

figura07_14.jpg
Fig. 7.14 Diagramma schematico illustrante il meccanismo di innesco dei pulsi termici. I simboli pieni rappresentano combustioni a shell attive, quelli aperti shell spente. Alla penultima riga è indicata l'accensione a flash della shell di elio.

Per comprendere il meccanismo di tale instabilità occorre partire dall'evidenza che inevitabilmente la shell di combustione 3$\alpha$, che implica una temperatura dell'ordine di 108 K, si avvicina progressivamente al limite del nucleo di elio ove la shell di idrogeno è inefficiente, il che a sua volta implica temperature molto minori. Poichè all'interno della struttura non possono sussistere gradienti di temperatura infiniti, ne segue che all'avvicinarsi delle due shell le rispettive temperature devono avvicinarsi. Ciò che avviene è che la shell di elio progressivamente si raffredda perdendo efficienza fino a spengersi. La struttura inizia nel frattempo una fase di contrazione che ha l'effetto di riaccendere la shell di idrogeno e la stella esperimenta una fase quiescente di idrogeno in shell.

In Fig. 7.14 è riportato un diagramma schematico illustrante la catena di avvenimenti che ne seguono e che conducono alla instabilità di pulso termico. La riaccensione della shell di idrogeno mette infatti in opera un meccanismo che tende ad accumulare nuovo elio sopra la vecchia shell 3$\alpha$, rimuovendo le cause della sua inefficienza. In effetti il progressivo avanzamento della shell di idrogeno ricostruisce progressivamente un' “intercapedine” di elio tra le due shell, finendo con l'indurre un'innalzamento di temperatura sulla shell <tex>3$\alpha$</tex> che si riaccende improvvisamente con un flash. Dopo tale fase parossistica, si instaura una combustione quiescente di elio mentre la shell di idrogeno si è nuovamente spenta.

Si comprende facilmente come un tale processo si ripresenti iterativamente: l'avanzamento della shell 3$\alpha$ finisce col trasformare in CO l'intercapedine di He e la shell 3$\alpha$ si dovrà nuovamente spengere provocando la riaccensione della shell dì idrogeno e la riedizione del “pulso termico”. Un tale processo è comune a tutte le stelle con combustione di elio in una shell circondante un nucleo degenere. Il numero di pulsi e la durata di un singolo pulso dipendono invece dalla massa della struttura: all'aumentare della massa si passa da pochi pulsi con durata sino a milioni di anni a migliaia di pulsi con durate dell'ordine di 10$^3$ -10$^4$ anni.

L'intera fase di combustione a shell di elio può quindi essere così riassunta:

  1. All'esaurimento dell'elio centrale si instaura la combustione a shell di elio e si spenge la shell di idrogeno. Gli strati di elio vengono progressivamente trasformati in CO. Questa fase (early AGB) termina quando praticamente tutto l'elio è andato in CO e la stella è composta da un relativamente microscopico (in raggio) nucleo di CO degenere al centro di un esteso inviluppo idrogenoide.
  2. L'insorgere dei pulsi termici ha l'effetto di trasformare iterativamente gli strati di idrogeno che circondano il nucleo prima in He e poi in CO: un processo in due passi che ha l'effetto globale di trasformare H in CO e attraverso il quale il nucleo degenere continuerà a crescere in massa sino, potenzialmente, ad invadere l'intera struttura.
  3. La teoria pone peraltro un limite superiore alla massa del nucleo degenere (limite di Chandrasekhar), pari a circa 1.4 M$_{\odot}$ (vedi oltre). Ove si raggiunga tale limite la pressione degli elettroni degeneri non può più sostenere la struttura che collassando innesca la fusione del C in ambiente fortemente degenere. I calcoli mostrano che al termine di questa esplosione è stata depositata nella materia della stella un'energia di gran lunga superiore all'energia di legame della struttura. Ci si attende che la struttura venga dispersa e “incinerita”: l'energia iniettata infatti nelle particelle porta a rapidissime fusioni spostando l'abbondanza degli elementi verso il picco del Fe.

Le stelle di Ramo Orizzontale degli Ammassi Globulari galattici hanno certamente masse di gran lunga inferiori al limite di Chandrasekhar. Dopo una serie di pulsi termici queste stelle finiranno col lasciare la traccia di Hayashi quando la massa dell'inviluppo ricco di idrogeno si è ridotta a circa 0.01 M$_{\odot}$ (–> A7.2) e non è più in grado di sostenere la combustione dell'idrogeno. Una fase di rapida contrazione porta la stella al suo raggio di Nana Bianca, che per queste stelle è una funzione precisa della sola massa, e che caratterizzerà tutta la successiva fase di raffreddamento. Durante queste fasi finali il riscaldamento della shell di idrogeno in ambiente elettronicamente degenere può portare a episodici flash nucleari. La Fig. 7.15 riporta a titolo di esempio l'evoluzione nel diagramma HR di un modello di AGB di massa costante pari a 0.6 M$_{\odot}$.

figura07_15.jpg
Fig. 7.15 Traccia evolutiva nel diagramma HR delle fasi di combustione di elio per un modello di 0.6 M$_{\odot}$ e composizione chimica iniziale Y=0.25, Z=10-3. I cerchietti pieni indicano l'inizio di un pulso e l'escursione durante il pulso è mostrata per i pulsi 7, 9 e 10. Lungo la traccia in uscita dall'AGB sono riportati i tempi evolutivi (in anni, t=0 per Te= 30.000 K) e la massa residua nell'inviluppo ricco di idrogeno. E' riportata la linea di raggio costante (R, in unità solari) corripondente alla massa della struttura. FBE (= Fundamental Blue Edge) rappresenta il limite ad alte temperature della zona di instabilità (striscia punteggiata) ove ci si attende che le strutture manifestino fenomeni di variabilità che verranno trattati nei successivi capitoli.

NGC6543

La Nebulosa Occhio di Gatto, immagine composita costituita da immagini nel visibile (Telescopio spaziale Hubble) e nei raggi X (Chandra X-ray Observatory)

Più in generale, l'inizio della fase di contrazione viene a dipendere dall'efficienza della perdita di massa che, riducendo l'inviluppo ricco di idrogeno, affretta il compimento della fase di AGB. Si ritiene che al termine della fase di AGB possa manifestarsi una fase di rapida e violenta perdita di massa (superwind) che darebbe luogo alle osservate Nebulose Planetarie, stelle che appaiono circondate da un anello di materia diffusa. Si ritiene anche che la perdita di massa porti in ogni caso le stelle di piccola massa al di sotto del limite di Chandrasekhar, così che per tutte queste strutture si prevede il destino comune di Nana Bianca. Si noti che, stante l'esistenza della relazione Massa del nucleo-Luminosità, dalla luminosità massima osservata in stelle di AGB in una popolazione stellare si può risalire alla massa delle stelle evolventi in questa fase ottenendo una indicazione della perdita di massa subita dalle strutture.

figura07_16.jpg
Fig. 7.16 L'alternanza di episodi di convezione (linee a punti) attraverso i quali si realizza il III dredge up.

Come fenomeno di importanza non secondaria, aggiungiamo che durante la fase di pulsi termici, in corrispondenza del ritmico alternarsi di efficienza delle due shell, si instaurano moti convettivi che finiscono col portare in superficie prodotti della combustione 3$\alpha$, in primo luogo carbonio. Come schematizzato in Fig. 7.16, all'innescarsi semiesplosivo della shell di elio si instaura una instabilità convettiva che rimescola la zona tra le due shell portandovi prodotti della combustione dell'elio. Al successivo spengimento della shell di idrogeno e durante la combustione quiescente della shell di elio la convezione superficiale affonda sino a superare la discontinuità He-H ed intaccando così la zona contaminata dal precedente pulso di convezione. Ci si attende che attraverso tale meccanismo (III “dredge up”) la superficie si arricchisca di carbonio e di elementi “s” prodotti dai neutroni da combustione di $^{14}$N. Se, come da taluni sospettato, in questa fase processi di diffusione e/o mescolamenti riescono a portare protoni nella zona di combustione dell'elio, ne risulterebbe un'ulteriore sorgente di neutroni originata dalla reazione $^{12}$C + p $\rightarrow ^{13}$N + $\gamma$ che potrebbe grandemente aumentare l'efficienza dei processi “s” (–> 11.2).


c07/05_pulsi_termici.txt · Ultima modifica: 02/10/2017 10:13 da marco