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. | ||
+ | </ | ||
+ | ---- | ||
+ | ~~DISQUS~~ |