c07:05_pulsi_termici
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== 7.5 I Pulsi termici e il terzo dredge up ====== | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | Una struttura di Ramo Asintotico | ||
+ | degenere, contornato da strati di He a loro volta circondati | ||
+ | dall' | ||
+ | accensione, la shell di combustione di He prende il sopravvento e | ||
+ | la più esterna shell di combustione dell' | ||
+ | questo momento l' | ||
+ | progressivo aumento della massa del nucleo degenere di CO, mentre | ||
+ | la situazione al passaggio He-H resta congelata causa l' | ||
+ | reazioni nucleari di fusione dell' | ||
+ | delle //Giganti Rosse// il nucleo degenere cresce in massa ma | ||
+ | diminuisce in raggio. Ragionando peraltro in termini della | ||
+ | variabile M< | ||
+ | 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' | ||
+ | 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' | ||
+ | sorta di instabilità nota come "pulsi termici" | ||
+ | l' | ||
+ | prodotti di combustione dell' | ||
+ | termici ha fine la fase indicata in letteratura come evoluzione di | ||
+ | //" | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **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' | ||
+ | della shell di elio. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Per comprendere il meccanismo di tale instabilità occorre | ||
+ | partire dall' | ||
+ | 3$\alpha$, che implica una temperatura dell' | ||
+ | avvicina progressivamente al limite del nucleo di elio ove la | ||
+ | shell di idrogeno è inefficiente, | ||
+ | temperature molto minori. Poichè all' | ||
+ | possono sussistere gradienti di temperatura infiniti, ne segue che | ||
+ | all' | ||
+ | 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' | ||
+ | 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 | ||
+ | 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' " | ||
+ | finendo con l' | ||
+ | < | ||
+ | tale fase parossistica, | ||
+ | elio mentre la shell di idrogeno si è nuovamente spenta. | ||
+ | |||
+ | |||
+ | Si comprende facilmente come un tale processo si ripresenti | ||
+ | iterativamente: | ||
+ | trasformare in CO l' | ||
+ | dovrà nuovamente spengere provocando la riaccensione della shell | ||
+ | dì idrogeno e la riedizione del "pulso termico" | ||
+ | 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' | ||
+ | a milioni di anni a migliaia di pulsi con durate dell' | ||
+ | 10$^3$ -10$^4$ anni. | ||
+ | |||
+ | L' | ||
+ | così riassunta: | ||
+ | \\ | ||
+ | - All' | ||
+ | - L' | ||
+ | - La teoria pone peraltro un limite superiore alla massa del nucleo degenere ([[wp.it> | ||
+ | |||
+ | Le stelle di //Ramo Orizzontale// | ||
+ | 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' | ||
+ | M$_{\odot}$ (--> [[c07: | ||
+ | sostenere la combustione dell' | ||
+ | contrazione porta la stella al suo raggio di [[wp.it> | ||
+ | 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' | ||
+ | AGB di massa costante pari a 0.6 M$_{\odot}$. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **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< | ||
+ | pieni indicano l' | ||
+ | pulso è mostrata per i pulsi 7, 9 e 10. Lungo la traccia in | ||
+ | uscita dall' | ||
+ | T< | ||
+ | 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. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | < | ||
+ | < | ||
+ | <a title=" | ||
+ | </ | ||
+ | </ | ||
+ | \\ | ||
+ | //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' | ||
+ | dipendere dall' | ||
+ | l' | ||
+ | di AGB. Si ritiene che al termine della fase di AGB possa | ||
+ | manifestarsi una fase di rapida e violenta perdita di massa | ||
+ | (// | ||
+ | [[wp.it> | ||
+ | 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, | ||
+ | il destino comune di Nana Bianca. | ||
+ | della relazione Massa del nucleo-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. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 7.16** L' | ||
+ | (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' | ||
+ | di elio si instaura una instabilità convettiva che rimescola la | ||
+ | zona tra le due shell portandovi prodotti della combustione | ||
+ | dell' | ||
+ | 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 " | ||
+ | elementi " | ||
+ | Se, come da taluni sospettato, in questa fase processi di | ||
+ | diffusione e/o mescolamenti riescono a portare protoni nella zona | ||
+ | di combustione dell' | ||
+ | neutroni originata dalla reazione | ||
+ | $^{12}$C + p $\rightarrow ^{13}$N + $\gamma$ | ||
+ | che potrebbe grandemente aumentare | ||
+ | l' | ||
+ | </ | ||
+ | ---- | ||
+ | ~~DISQUS~~ |