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c08:grandi_masse

8.4 Grandi masse: combustione di H e He

Stelle sufficientemente massicce (M$\ge$ 10 - 11 M$_{\odot}$) giungono a superare indenni la combustione del Carbonio, procedendo attraverso le successive combustioni di Neon, Ossigeno, Silicio sino a formare un nucleo di Fe. Abbiamo già ricordato la sostanziale inosservabilità delle fasi successive alla combustione dell'elio causata dai brevi tempi evolutivi. A conferma di ciò la Tabella 8.2 riporta una stima dei tempi trascorsi nelle diverse combustioni da una stella di 25 M$_{\odot}$, confermando come lo studio delle combustioni avanzate debba essere essenzialmente volto alla conoscenza dell'evoluzione chimica della materia stellare e ai processi esplosivi che interessano le strutture finali.

Combustione Temperatura Densità Tempi scala
Idrogeno 5 keV 5 gr/cm3 7 106 anni
Elio 20 kev 700 gr/cm3 5 105 anni
Carbonio 80 kev 2 105 gr/cm3 600 anni
Neon 150 kev 4 106 gr/cm3 1 anno
Ossigeno 200 kev 107 gr/cm3 6 mesi
Silicio 350 kev 3 107 gr/cm3 1 giorno
Collasso 600 kev 3 109 gr/cm3 secondi
Massimo del collasso 3 MeV 1014 gr/cm3 millisecondi
Esplosione 100-600 kev varie 1-10 secondi


Tabella 8.2 Temperature, densità e tempi scala nucleari per una stella di 25 M$_{\odot}$

A fronte della breve vita delle grandi masse , non risulta peraltro semplice trovare per tali strutture opportuni riscontri osservativi anche per le fasi di combustione di H o He. Gli Ammassi Globulari Galattici che abbiamo sin qui posto come fondamento delle indagini evolutive offrono al riguardo scarsissime evidenze. Fortunatamente nei pressi della Galassia si trova la galassia satellite della Grande Nube di Magellano, ove è tuttora attiva le formazione di popolosi Ammassi Globulari. Nel seguito introdurremo dunque il discorso sulle grandi masse avendo come utile riferimento le evidenze osservative che ci provengono da ammassi della Grande Nube (Large Magellanic Cloud = LMC) quali quello il cui diagramma CM è riportato in Fig. 8.6. Come mostrato nel pannello di sinistra della stessa figura, assumendo per LMC un modulo di distanza DM <tex>$\sim$</tex> 18.5, troviamo all'estremità superiore della Sequenza Principale stelle di magnitudine V $\sim$-6, oltre 20000 volte più luminose del Sole, a testimonianza della loro appartenenza al campo delle grandi masse.

fig8_06.jpg
Fig. 8.6 Sinistra: Diagramma CM per l'Ammasso Globulare della Grande Nube NGC2004. Destra: Stesso diagramma ma corretto per un modulo di distanza DM=18.5 e con sovraimposte le tracce evolutive teoriche per stelle di 2.5 e 16 M$_{\odot}$. Le stelle del clump indicato dalle frecce sono stelle del campo della Nube, non appartenenti all'ammasso.

Da un punto di vista teorico le fasi di combustione dell'idrogeno non si discostano qualitativamente dalle tipiche evoluzioni guidate dalla combustione CNO. All'aumentare della massa aumentano temperatura centrale e luminosità delle strutture, e aumentano le dimensioni in massa dei nuclei convettivi di Sequenza Principale, che in una stella di 20 M$_{\odot}$ e in dipendenza dalla composizione chimica iniziale, possono arrivare a superare anche le 9 M$_{\odot}$. Come mostrato nel pannello di destra della precedente Fig. 8.6 nel caso di una 16 M$_{\odot}$, all'esaurimento dell'idrogeno centrale segue - come di norma - una escursione verso il rosso. Le modalità di tale escursione dipendono peraltro dalle assunzioni riguardanti il criterio per la stabilità convettiva, come espresso o attraverso la formulazione di Schwarzschild o tramite l'espressione modificata da Ledoux per prendere in considerazione l'intervento dei gradienti di peso molecolare.

fig8_08.jpg
Fig. 8.7 Andamento temporale della temperatura efficace al termine della combustione centrale di H assumendo per l'instabilità convettiva il criterio di Schwarzschild (S) o di Ledoux (L)

fig8_07.jpg
Fig. 8.8 Tracce evolutive di grandi masse per i vari indicati valori della massa e della composizione chimica originaria.

Dall'adozione di uno dei due criteri dipende lo svilupparsi (Schwarzschild) o meno (Ledoux) di una instabilità convettiva alla periferia del nucleo in contrazione all'esaurimento dell'idrogeno. Le conseguenze evolutive sono mostrate in Fig. 8.7. Adottando il criterio di Schwarzschild la struttura si sposta lentamente verso la traccia di Hayashi, andando quindi a popolare il tratto intermedio. Al contrario, il criterio di Ledoux conduce ad una rapida escursione alle basse temperature, ove le stelle passeranno la loro fase di combustione di elio sotto forma di Supergiganti Rosse. Al riguardo il diagramma CM di NGC 2004 di Fig. 8.6 sembra portare una testimonianza decisiva, indicando il criterio di Ledoux come il più adatto a rappresentare il comportamento reale delle stelle.

NGC 2004 hst 05904 02 R814 G B555 hst 05475 1d R G555 B450

L'ammasso stellare NGC 2004

Su tali basi la Fig. 8.8 riporta un campione di tracce evolutive per diverse assunzioni riguardanti le masse e le composizioni chimiche originarie. Si vede come al diminuire della metallicità vengano favoriti i loop della combustione di elio. E' peraltro da avvisare che qui, come anche nel caso di masse intermedie, l'estensione dei loop dipende criticamente da dettagli della modellistica: ad esempio, diverse assunzioni sulla ancora incerta sezione d'urto per la reazione $^{12}$C$(\alpha , \gamma)^{16}$O producono sensibili variazioni sullo sviluppo dei loop.

Z 0.01 0.006 0.003 0.002
T$_c^{MS}$ 30.6 31.5 35.9 37.4
T$_c^{X=0}$ 65.5 67.5 70.8 72.0

Tabella 8.3 Temperature centrali per i modelli di 20 M$_{\odot}$ di cui alla Fig.8.8 nella fase di ZAMS e all'esaurimento dell'idrogeno.

La Fig. 8.8 porta per la prima volta alla luce un accadimento che vedremo avere una valenza ancor più generale. I modelli a metallicità minore (Z=0.002) non completano l'escursione verso il rosso, innescando l'elio e iniziando il loop ancora a temperature relativamente elevate. Come mostrato in Tabella 8.3, ciò è dovuto al fatto che al diminuire della metallicità cresce la temperatura centrale dei modelli di ZAMS e crescono ancor di più le temperature al momento dell'esaurimento dell'idrogeno centrale. La conseguenza è un innesco anticipato dell'elio e l'interruzione dell'escursione verso il rosso. La temperatura centrale dei modelli di grandi masse è di per sé così alta che tale innesco anticipato si manifesta già a metallicità “normali”, tipiche di una Popolazione II estrema. Nelle masse intermedie una simile caratteristica si svilupperà solo a metallicità ancor e talora notevolmente minori. Al contrario, tale anticipazione si manifesterà a metallicità sempre più alte andando a masse sempre maggiori nel dominio delle grandi masse.


c08/grandi_masse.txt · Ultima modifica: 02/10/2017 14:51 da marco