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+====== 7.1 Generalità sulle fasi di combustione dell'elio. Piccole masse, masse intermedie e grandi masse ======
+<WRAP justify>
+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 [[c05:zams|combustione
+centrale]] ed [[c05:la_fase_di_esaurimento_dell_idrogeno|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 [[c05:la_tracca_di_hayashi|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.
+\\
+\\
+{{:c07:figura0701.jpg?500}}
+\\
+**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'[[c06:il_flash_dell_elio|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.
+</WRAP>
+** Tab. 1** Tempi evolutivi per la traccia in Fig. 7.1 (in 10<sup>8</sup> 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  |    |   |
+<WRAP justify>
+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
+, 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
+[[c03:degenerazione_elettronica_gas_fermi|degenerazione elettronica]], non sorprende trovare che al termine
+della combustione di He tutte le piccole masse sviluppano un
+nucleo di CO fortemente degenere.
+\\
+\\
+{{:c07:figura_07_02.jpg?500}}
+\\
+**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 10<sup>7</sup> anni.  Come in [[c06:limite_chandrasekhar|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.
+</WRAP>
+** 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 |
+\\
+<fbl>
+----
+~~DISQUS~~