c08:grandi_masse
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|---|---|---|---|
| Linea 1: | Linea 1: | ||
| + | ====== 8.4 Grandi masse: combustione di H e He ====== | ||
| + | <WRAP justify> | ||
| + | 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' | ||
| + | conferma di ciò la Tabella 8.2 riporta una stima dei | ||
| + | tempi trascorsi nelle diverse combustioni da una stella di 25 | ||
| + | M$_{\odot}$, | ||
| + | debba essere essenzialmente volto alla conoscenza dell' | ||
| + | chimica della materia stellare e ai processi esplosivi che | ||
| + | interessano le strutture finali. | ||
| + | </ | ||
| + | ^ Combustione ^ Temperatura ^ Densità ^ Tempi scala ^ | ||
| + | | Idrogeno | ||
| + | | Elio | 20 kev | 700 gr/ | ||
| + | | Carbonio | ||
| + | | Neon | 150 kev | 4 10< | ||
| + | | Ossigeno | ||
| + | | Silicio | ||
| + | | Collasso | ||
| + | | Massimo del collasso | 3 MeV | 10< | ||
| + | | Esplosione | ||
| + | \\ | ||
| + | ** Tabella 8.2** Temperature, | ||
| + | stella di 25 M$_{\odot}$ | ||
| + | <WRAP justify> | ||
| + | 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 | ||
| + | [[wp.it> | ||
| + | fondamento delle indagini evolutive offrono al riguardo | ||
| + | scarsissime evidenze. Fortunatamente nei pressi della Galassia si | ||
| + | trova la galassia satellite della [[wp.it> | ||
| + | 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 < | ||
| + | 18.5, troviamo all' | ||
| + | stelle di magnitudine V $\sim$-6, oltre 20000 volte più | ||
| + | luminose del [[wp.it> | ||
| + | campo delle grandi masse. | ||
| + | \\ | ||
| + | \\ | ||
| + | {{: | ||
| + | \\ | ||
| + | **Fig. 8.6** Sinistra: Diagramma CM per l' | ||
| + | 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' | ||
| + | \\ | ||
| + | \\ | ||
| + | Da un punto di vista teorico le fasi di combustione dell' | ||
| + | non si discostano qualitativamente dalle tipiche evoluzioni | ||
| + | guidate dalla combustione CNO. All' | ||
| + | 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' | ||
| + | una escursione verso il rosso. Le modalità di tale escursione | ||
| + | dipendono | ||
| + | la stabilità convettiva, come espresso o attraverso la | ||
| + | formulazione di Schwarzschild o tramite l' | ||
| + | da Ledoux per prendere in considerazione l' | ||
| + | gradienti di peso molecolare. | ||
| + | \\ | ||
| + | \\ | ||
| + | {{: | ||
| + | \\ | ||
| + | ** Fig. 8.7 ** Andamento temporale della temperatura | ||
| + | efficace al termine della combustione centrale di H assumendo per | ||
| + | l' | ||
| + | Ledoux (L) | ||
| + | \\ | ||
| + | \\ | ||
| + | {{: | ||
| + | \\ | ||
| + | ** Fig. 8.8 ** Tracce evolutive di grandi masse per i vari | ||
| + | indicati valori della massa e della composizione chimica | ||
| + | originaria. | ||
| + | \\ | ||
| + | \\ | ||
| + | Dall' | ||
| + | (Schwarzschild) o meno (Ledoux) di una instabilità convettiva | ||
| + | alla periferia del nucleo in contrazione all' | ||
| + | dell' | ||
| + | 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, | ||
| + | di elio sotto forma di // | ||
| + | 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. | ||
| + | |||
| + | < | ||
| + | <a title=" | ||
| + | < | ||
| + | </ | ||
| + | </ | ||
| + | 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' | ||
| + | della modellistica: | ||
| + | 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$_c^{MS}$ | ||
| + | |T$_c^{X=0}$ | 65.5 | 67.5 | 70.8 | 72.0 | | ||
| + | <WRAP justify> | ||
| + | **Tabella 8.3** Temperature centrali per i modelli di 20 M$_{\odot}$ di | ||
| + | cui alla Fig.8.8 nella fase di ZAMS e all' | ||
| + | dell' | ||
| + | \\ | ||
| + | \\ | ||
| + | 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' | ||
| + | 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' | ||
| + | innesco anticipato dell' | ||
| + | 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 " | ||
| + | [[wp.it> | ||
| + | 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. | ||
| + | </ | ||
| + | <fbl> | ||
| + | ---- | ||
| + | ~~DISQUS~~ | ||
c08/grandi_masse.txt · Ultima modifica: 31/05/2023 14:58 da marco