Astrofisica Stellare

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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
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
[[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 |

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~~DISQUS~~