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.
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.
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)
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.
L'ammasso stellare NGC 2004
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.