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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”
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
<tex>3$\alpha$</tex>, 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 <tex>3$\alpha$</tex>, 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 <tex>3$\alpha$</tex> finisce col trasformare in CO l'intercapedine di He e la shell <tex>3$\alpha$</tex> 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 <tex>10$^3$ -10$^4$</tex> 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 (limite di Chandrasekhar), pari a circa 1.4 <tex>M$_{\odot}$</tex> (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
<tex>M$_{\odot}$</tex> (–> 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 <tex>M$_{\odot}$</tex>.
Fig. 7.15 Traccia evolutiva nel diagramma HR delle
fasi di combustione di elio per un modello di 0.6 <tex>M$_{\odot}$</tex> 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.
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.
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 <tex>3$\alpha$</tex>, 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 <tex>$^{14}$N</tex>.
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
<tex>
$^{12}$C + p $\rightarrow ^{13}$N + $\gamma$ </tex>
che potrebbe grandemente aumentare
l'efficienza dei processi “s” (–> 11.2).
<fbl>