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c07:generalita_combustione_he

7.1 Generalità sulle fasi di combustione dell'elio. Piccole masse, masse intermedie e grandi masse

Lo studio delle fasi avanzate di combustione di idrogeno in una shell ci ha portato a concludere che stelle con massa superiore o dell'ordine di $\sim 0.5 M_{\odot}$ riescono a raggiungere le temperature tipiche $(\sim 10^8K)$ per l'innesco delle reazioni $3\alpha$. In tali stelle, all'aumentare della massa il nucleo centrale di elio risulta sempre meno governato da fenomeni di degenerazione elettronica. Le valutazioni evolutive mostrano che stelle con massa maggiore di circa M $\sim$ 3M$_{\odot}$ giungono ad innescare pacificamente l'elio in un nucleo centrale non degenere.

Indipendentemente dalle modalità dell'innesco, le fasi di combustione di elio riproducono un'evoluzione strutturale per molti versi analoga a quella caratterizzante la combustione centrale ed a shell dell'idrogeno. E' innanzitutto da notare come, a causa della elevata dipendenza della reazione 3$\alpha$ dalla temperatura, la combustione centrale di elio induce in ogni caso la formazione di un nuovo nucleo di convezione. Le strutture che avevano raggiunto la loro traccia di Hayashi reagiscono alla presenza della nuova sorgente centrale di energia tendendo a distaccarsi dalla traccia, ritornando verso maggiori temperature effettive, cioè verso il luogo caratteristico delle combustioni centrali.

figura0701.jpg
Fig. 7.1 Traccia evolutiva di una stella di 3.0 <tex>M$_{\odot}$</tex> di Pop. 1, tipica di stelle al limite del flash dell'elio. L'asterisco indica la posizione dell'innesco dell'elio. L'evoluzione è seguita sino all'esaurimento dell'elio al centro ed all'instaurarsi della combustione a doppia shell. I tempi evolutivi delle varie fasi sono riportati in tabella 7.1. La luminosità L è in luminosità solari.

Stelle di massa sufficientemente elevata (M $\ge$ 7M$_{\odot}$) continuano ad evolvere con un graduale e contenuto aumento di luminosità. Al decrescere della massa si manifesta sempre più evidente una tendenza dei modelli a doppia sorgente di energia (He centrale ed H in shell) a collocarsi a luminosità inferiori a quelle raggiunte al momento dell'innesco dell'elio. La Fig. 7.1 riporta in maggiori dettagli l'evoluzione del modello di <tex>3 M$_{\odot}$</tex> di Fig. 6.1 che mostra chiaramente tale caratteristica. La Tabella 1 riporta i tempi evolutivi delle relative fasi.

Tab. 1 Tempi evolutivi per la traccia in Fig. 7.1 (in 108 anni)

Punto t Punto t Punto t Punto t Punto t
2 1.39 6 2.44 10 2.489 14 2.56 18 3.19
3 2.24 7 2.47 11 2.498 15 2.78 19 3.23
4 2.34 8 2.479 12 2.507 16 2.94 20 3.26
5 2.40 9 2.484 13 2.53 17 3.07

La diminuzione di luminosità conseguente all'instaurarsi della doppia sorgente di energia prosegue e risulta esaltata in stelle di piccola massa che subiscono il flash dell'elio. Da oltre 1.000 luminosità solari, tipiche del flash, esse discendono a meno di 100, collocandosi alle luminosità tipiche della fase di ramo orizzontale negli ammassi globulari (–> A7.2). Fase che avevamo già interpretato, in base al principio di ragion sufficiente, come quella della combustione dell'elio. Si può interpretare questo scenario come un'evidenza che la presenza di una relazione massa del nucleo degenere - luminosità spinge la stella verso luminosità abnormi. Rotta la degenerazione, la struttura si riassesta sulle luminosità naturali per una struttura non degenere.

Per ogni massa, all'esaurimento dell'elio centrale segue l'innesco della reazione 3$\alpha$ nella shell ricca di elio contornante un nucleo di carbonio-ossigeno, e la stella tende nuovamente a ricollocarsi lungo la sua traccia di Hayashi. E' in questa fase che si manifesta una ulteriore biforcazione nella storia evolutiva delle stelle. Abbiamo già definito come “piccole masse” tutte quelle strutture che innescano la 3$\alpha$ in un nucleo di He degenere e, quindi, con un flash. Tenendo presente che il progredire dell'evoluzione tende a favorire l'insorgere della degenerazione elettronica, non sorprende trovare che al termine della combustione di He tutte le piccole masse sviluppano un nucleo di CO fortemente degenere.

figura_07_02.jpg
Fig. 7.2 Evoluzione della struttura interna di una stella di 5 <tex>M$_{\odot}$</tex>, Pop. I, dalla Sequenza Principale sino allo spengimento della shell di idrogeno ed al secondo dredge up. il tempo t è in 107 anni. Come in Fig. 6.5 sono indicate le zone di combustione e di convezione.

Al di sopra del limite delle piccole masse troviamo un intervallo di masse, orientativamnete tra le 3 e le 11 M$_{\odot}$, caratterizzato da strutture che innescano l'idrogeno in maniera quiescente al centro di un nucleo non degenere, ma che al termine della combustione di He sviluppano nuclei di CO degeneri. Tali strutture, designate con il termine di “masse intermedie”, in larga parte condivideranno con le piccole masse il destino comune di nana bianca. Caratteristico di queste masse è il secondo dredge up: nella fase di combustione a doppia shell la convezione esterna affonda e , finisce col raggiungere ed intaccare più o meno profondamente il nucleo di elio, trasportando in superficie i prodotti delle precedenti combustioni (Fig. 7.2) .

Masse ancora superiori, le “grandi masse”, innescheranno invece la combustione del carbonio in un nucleo di CO non degenere, giungendo a completare l'intera catena di reazioni sino alla fotodisintegrazione del ferro. Si giunge così ad una classificazione altamente significativa, basata sulle caratteristiche evolutive delle strutture, che si sovrappone e sostituisce la suddivisione in strutture della Sequenza Principale superiore o inferiore il cui valore resta limitato alle strutture della Sequenza Principale ed alle loro modalità di uscita dalla Sequenza Principale stessa. La Tabella 2 riassume schematicamente tale classificazione, riportando a titolo orientativo l'indicazione di limiti di massa che peraltro dipendono, talora sensibilmente, dalla composizione chimica originaria.

Tab. 2 La classificazione evolutiva delle strutture stellari.

Masse Denominazione Innesco H Innesco He Innesco C
M$\le 0.1 M_{\odot}$ Nane Brune Mancato - -
$0.1 M_{\odot}\le $M$\le 3 M_{\odot}$ Piccole Masse Quiescente Degenere Mancato
$3 M_{\odot}\le $M$\le 8 M_{\odot}$ Masse Intermedie Quiescente Quiescente Mancato
$8 M_{\odot}\le $M$\le 11 M_{\odot}$ Masse Intermedie Quiescente Quiescente Degenere
$11 M_{\odot}\le $M Grandi Masse Quiescente Quiescente Quiescente



c07/generalita_combustione_he.txt · Ultima modifica: 19/09/2017 10:44 da marco