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+====== 8.2 La transizione tra masse piccole e intermedie ======
+<WRAP justify>
+Il dominio delle piccole masse resta definito dalla combustione
+di idrogeno in una shell che circonda un nucleo di He
+elettronicamente degenere, condizione che contrasta l'innesco
+della combustione dell'He e prolunga l'evoluzione in combustione
+di H lungo il Ramo delle Giganti sino allo sviluppo dell'
+He-flash in una struttura con luminosità migliaia di volte
+quella solare e con un nucleo di He che raggiunge all'incirca le
+.5 $M_{\odot}$. All'aumentare della massa stellare viene
+progressivamente rimossa la degenerazione e, corrispondentemente,
+viene progressivamente facilitato l'innesco dell'He che avviene
+prima e con un nucleo di He più piccolo (in massa). Rimossa la
+degenerazione la struttura è ormai entrata nel dominio delle
+masse intermedie.
+\\
+\\
+{{:c08:fig8_02.jpg?450}}
+\\
+** Fig. 8.2 ** Andamento di alcune variabili di struttura
+al variare della massa stellare alla transizione tra piccole masse
+e masse intermedie. Pannello superiore: massa del nucleo di He
+all'innesco della reazione 3$\alpha$. Pannello intermedio:
+luminosità del primo modello in combustione quiescente di He.
+Pannello inferiore: tempi di vita in fase di combustione di He
+centrale.
+\\
+\\
+La Fig. 8.2 riporta alcuni dettagli che illuminano il
+comportamento delle strutture al variare della massa attraverso la
+transizione dalle piccole masse alle masse intermedie per
+composizioni di tipo solare. Il pannello superiore mostra come
+alle masse minori il nucleo di He all'innesco dell'He (flash) si
+mantenga sensibilmente costante, diminuendo leggermente
+all'aumentare della massa. Attorno alle 2.0 $M_{\odot}$ inizia una
+rapida transizione ed il nucleo di He raggiunge un minimo per
+M=2.3 $M_{\odot}$. In questa struttura la degenerazione è ormai
+rimossa e l'innesco dell'elio avviene in maniera quiescente. Il
+nuovo aumento  al di sopra di M=2.3 $M_{\odot}$ origina dal fatto
+che la 2.3 $M_{\odot}$ in Sequenza Principale ha già sviluppato un nucleo
+convettivo, che all'esaurimento dell'H centrale si trasformerà
+in un nucleo di elio, e che tale nucleo convettivo cresce al
+crescere della massa della stella.
+Il pannello intermedio mostra come tali variazioni si riflettano
+sulla luminosità delle strutture. Sino a circa 2.0 $M_{\odot}$,
+nonostante la leggera diminuzione del nucleo di He, la
+luminosità aumenta, segnalando che l'aumentata massa degli
+inviluppi accresce l'efficienza della shell di H, compensando la
+diminuzione del nucleo e governando la luminosità totale della
+struttura. Nella fase di transizione è invece la forte
+diminuzione del nucleo che prende il sopravvento, inducendo una
+corrispondentemente rapida diminuzione della luminosità. Sono
+infine ancora le dimensioni del nucleo di He a guidare la
+risalita della luminosità sopra le  M=2.3 $M_{\odot}$, con una
+crescita che continuerà regolarmente al crescere della massa
+stellare e del conseguente aumento dei nuclei convettivi.
+Il pannello inferiore riporta infine la rilevante evidenza di come
+la durata della fase di combustione di He centrale sia regolata
+dalle dimensioni del nucleo di He, regola di cui faremo uso nel
+discutere gli effetti di un eventuale esteso //oveshooting//
+( --> A8.1). Se ne trae l'evidenza che giusto alla
+transizione le strutture stellari mostrano una eccezionale durata
+della fase di combustione di He centrale, permanendo in tale fase
+più del doppio del tempo di ogni altra massa, sia minore che
+maggiore. Evidenza che in taluni casi si deve tradurre in una
+particolare abbondanza di tali strutture.
+Più in generale, dai dati in Fig. 8.2 e sulla base
+dei tempi in [[c05:zams|Tabella 5.1]], si trae l'evidenza che una popolazione
+stellare di composizione solare e di assegnata età, comincerà
+a sviluppare un Ramo delle Giganti dopo circa 600 milioni di anni,
+tempo evolutivo di una struttura M=2.3 $M_{\odot}$ all'esaurimento
+dell'H centrale. A 800 milioni di anni, tempo della combustione di
+H di una M=2.1 $M_{\odot}$, il Ramo delle Giganti è ormai
+formato e permarrà per tutti i tempi successivi. Questa fase di
+apparizione del Ramo delle Giganti prende in letteratura il nome
+di //Red Giant Transition// (RGT) e segna il rapido passaggio
+dalle tipiche polazioni giovani, a giganti blu, alle popolazioni
+più anziane dominate dalle Giganti Rosse.
+Tempi e masse della //Red Giant Transition// dipendono dalla
+composizione chimica originale delle stelle. La stessa Fig. 8.2
+mostra come una diminuzione dell'elio originale si
+traduca in un aumento della massa di transizione. Ciò appare in
+accordo con la regola più volte enunciata secondo la quale
+diminuire il contenuto di elio (diminuire il [[wp.it>Peso_molecolare|peso molecolare]]
+medio) produce strutture più fredde e, di conseguenza, più
+affette da [[wp.it>Elettrone_degenerato|degenerazione elettronica]]. Analogamente si può
+facilmente predire che al diminuire della metallicità deve
+diminuire anche la massa di transizione: una diminuzione di
+metallicità produce infatti strutture più calde e meno
+soggette alla degenerazione elettronica.
+\\
+\\
+{{:c08:fig8_03.jpg?450}}
+\\
+**Fig. 8.3** Collocazione nel diagramma HR dei modelli
+di cui alla figura precedente.
+\\
+\\
+La Fig. 8.3 mostra infine la collocazione nel
+diagramma HR di strutture di transizione all'inizio della loro
+fase di combustione quiescente di elio. All'aumentare della massa
+i modelli raggiungono un minimo nella  temperatura efficace per
+poi tornare verso alti valori di tale parametro ancor prima di
+entrare nella fase di vera transizione, marcata dal successivo
+minimo della luminosità. Superata la transizione, la
+luminosità alla quale inizia la combustione di elio crescerà
+infine monotonamente al crescere della massa della struttura.
+</WRAP>
+----
+~~DISQUS~~