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8.6 Grandi masse: combustioni avanzate
Pur mancando di un diretto riscontro osservativo, l'indagine sulla evoluzione di strutture di grande massa attraverso le fasi di combustione successive a quella dell'elio è argomento di grande rilevanza che ha l'obiettivo di giungere ad identificare le caratteristiche strutturali e la distribuzione delle specie chimiche all'instaurarsi dell'instabilità. Tali strutture di pre-supernovae rappresentano l'ingrediente fondamentale per indagare l'evoluzione temporale dell'instabilità e, in particolare, per valutare tipo e quantità di materia elaborata nuclearmente espulsa nel corso dell'esplosione, valutando così il contributo delle varie Supernovae all'evoluzione nucleare della materia dell'Universo.
E' da avvisare che il calcolo di tali strutture diviene
progressivamente sempre più oneroso sia per la necessità di
valutare il contributo di un sempre maggior numero di concorrenti
reazioni nucleari, sia per il complesso accoppiamento tra reazioni
nucleari e mescolamento convettivo. Orientativamente, ricordiamo
che nei calcoli si giunge a seguire l'evoluzione di parecchie
centinaia di isotopi valutando l'intervento di migliaia di diverse
reazioni nucleari. La complessità dei calcoli e delle relative
strutture è ben illustrata in Fig. 8.11, che riporta
l'evoluzione tenporale delle regioni convettive in una stella di
15 M$_{\odot}$ composizione solare, dalle fasi iniziali sino alla
struttura di pre Supernova. Vi si riconosce facilmente la attesa
regressione dell'iniziale nucleo convettivo indotto dalla
combustione CNO e nella successiva fase di combustione di elio, il
nuovo nucleo convettivo in progressivo aumento per il meccanismo
di autotrascinamento.
Fig. 8.11 Evoluzione temporale delle regioni
convettive all'interno di una stella di 15 M$_{\odot}$
composizione solare, dalle fasi iniziali sino alla struttura di pre
Supernova.
Dopo l'esaurimento dell'He centrale, l'evoluzione è
caratterizzata dalla formazione di nuovi nuclei convettivi in
corrispondenza delle maggiori fasi di combustione di C, Ne, O e Si
e dall'alternarsi di episodi di convezione in shell che seguono
l'innesco delle varie shell di combustione. L'affondarsi della
convezione superficiale dimostra che a partire dal termine della
combustione dell'elio e sino alla sua esplosione la stella
raggiunge e permane nello stato di Supergigante Rossa. Strutture a
minore metallicità non completano invece l'escursione verso il
rosso, ed esploderanno come Supergiganti Blu ad alta temperatura
superficiale.
Come già preconizzato sin dal Capitolo 4 sulla base di “principi primi”, la struttura di pre supernova conserva memoria della sua storia nucleare distribuendo in una struttura “a cipolla” i prodotti di tutte le passate combustioni. La Fig. 8.12 porta l'esempio della distribuzione delle specie chimica nella struttura di presupernova di una stella di 25 M$_{\odot}$. Dall'esterno verso l'interno si riconoscono prima gli strati incombusti (25 < M/M$_{\odot}<$ 10), seguiti dalle shell con i prodotti di combustione prima dell'H, poi dell'He sino alla produzione del nucleo di $^{54}$Fe.
L'abbondanza delle specie chimiche all'interno di una struttura di presupernova non è peraltro ancora rappresentativa della composizione chimica della materia che verrà eiettata nello spazio a seguito dell'esplosione. Ci si attende infatti che tale composizione venga anche sostanzialmente modificata dal passaggio dell'onda d'urto provocata dall'esplosione medesime, onda che innalza anche di ordini di grandezza le temperature locali provocando un ultimo episodio di Nucleosintesi Esplosiva.
Notiamo qui che in tale episodio le reazioni nucleari possono
seguire strade anche molto diverse da quelle che abbiamo indagato
interessandoci delle combustioni quiescenti. In quelle condizioni,
il fabbisogno energetico della struttura è soddisfatto da una
bassa efficienza delle reazioni e, conseguentemente, abbiamo
implicitamente assunto che la bassa frequenza di reazioni
consentisse in ogni caso che gli elementi instabili prodotti
durante una catena di reazioni decadessero prima di subire una
reazione di fusione con un ulteriore particella. Nella
Nucleosintesi Esplosiva tale condizione viene a cadere, e le
reazioni seguono nuovi cammini di cui abbiamo dato un esempio
trattando negli Approfondimenti del Ciclo CNO veloce
Fig. 8.12 La distribuzione delle specie chimiche in
una struttura di presupernova, calcolata al momento in cui la
velocità massima di collasso nel nucleo causata
dall'instabilità per fotodisintegrazione del Fe ha raggiunto
1000 km/sec. La massa M è in masse solari.
Sfortunatamente, al presente i calcoli idrodinamici non riescono
ancora a riprodurre nel dettaglio la fase del collasso e della
conseguente successiva espulsione di strati esterni. Si ritiene
che nel collasso gli strati esterni ad un nucleo centrale
neutronizzato dovrebbero finire col venire riflessi a causa
dell'energia proveniente dal centro della struttura, ed eiettati
da ciò che resta della stella. In linea generale, è infatti da
notare che qualunque meccanismo che consenta di trasferire
all'inviluppo anche pochi percento dell'energia prodotta dal
nucleo collassante giunge inevitabilmente ad invertire il collasso
dell'inviluppo medesimo, trasformandolo in una esplosione.
Fig. 8.13 Distribuzione delle specie chimiche nel
nucleo della struttura di cui alla precedente figura dopo la
rielaborazione terminale causata dalla nucleosintesi esplosiva.
In assenza di una descrizione dettagliata, la nucleosintesi
esplosiva viene investigata valutando con vari argomenti la parte
del nucleo sopravvivente all'esplosione e provocando l'espulsione
degli strati al di sopra di tale nucleo con vari artifici, quali
una improvvisa iniezione di energia o una perturbazione con
effetto di pistone. Si ritiene peraltro che i risultati, quali
quelli presentati in Fig. 8.13 siano largamente
significativi.
Con riferimento alla citata figura e con riferimento alle più macroscopiche modificazioni, si può notare come giusto all'esterno del nucleo neutronizzato la nucleosintesi esplosiva del Silicio conduca ad una completa distruzione del Si con produzione di $^{56}$Ni. Più all'esterno, dalla combustione incompleta del Si originano strati ricchi di Si, S, Ca e Ar. Aggiungiamo solo che i calcoli dettagliati forniscono valutazioni dettagliate sull'abbondanza dei diversi isotopi dei vari elementi, valutazioni che esulano dai limiti della presente esposizione, ma che sono alla base di interessantissimi capitoli dell'Astrofisica Nucleare basati sul confronto con l'abbondanza naturale di quegli isotopi.
Il destino del nucleo della Supernova dipende dalla sua massa. Se inferiore alla massa critica per strutture di neutroni degeneri esso permarrà sotto forma di una Stella di neutroni dal diametro dell'ordine della decina di km. In tal caso, stante la necessaria conservazione del momento angolare, è facile prevedere come tali strutture possano diventare rapidissimi rotatori, e non stupisce riconoscere tali strutture nelle Pulsar, emettitori radio con periodi dei segnali (e della rotazione) anche notevolmente minori al secondo.
Per masse maggiori, non paiono esistere meccanismi fisici in grado di fermare il collasso gravitazionale, e la materia appare destinata a proseguire il collasso raggiungendo il suo Raggio di Schwarzschild scomparendo dall'Universo osservabile sotto forma di Buca Nera.