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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  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 M<sub>r</sub> 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"//
+\\
+\\
+{{:c07:figura07_14.jpg?500}}
+\\
+**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
+$\alpha$, che implica una temperatura dell'ordine di 10<sup>8</sup> 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
+$^3$ -10$^4$ anni.
+L'intera fase di combustione a shell di elio può quindi essere
+così riassunta:
+\\
+  - 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.
+  - 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.
+  - La teoria pone peraltro un limite superiore alla massa del nucleo degenere ([[wp.it>Limite_di_Chandrasekhar|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$_{\odot}$ (--> [[c07:a02_perdite_di_massa|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 [[wp.it>Nana_bianca|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$_{\odot}$.
+\\
+\\
+{{:c07:figura07_15.jpg?600}}
+\\
+**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<sup>-3</sup>. 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
+T<sub>e</sub>= 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.
+\\
+\\
+<html>
+<center>
+<a title="By J.P. Harrington and K.J. Borkowski (University of Maryland), and NASA (HST&#039;s Greatest Hits) [Public domain], via Wikimedia Commons" href="https://commons.wikimedia.org/wiki/File%3ANGC6543.jpg"><img width="450" alt="NGC6543" src="https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/5a/NGC6543.jpg/512px-NGC6543.jpg"/></a>
+</center>
+</html>
+\\
+//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
+[[wp.it>Nebulosa_planetaria|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.
+\\
+\\
+{{:c07:figura07_16.jpg?500}}
+\\
+**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" (--> [[c11:neutronizzazione_lenta|11.2]]).
+</WRAP>
+----
+~~DISQUS~~