c08:la_transizione_tra_masse_piccole_e_intermedie
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== 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' | ||
+ | della combustione dell' | ||
+ | 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' | ||
+ | 0.5 $M_{\odot}$. All' | ||
+ | progressivamente rimossa la degenerazione e, corrispondentemente, | ||
+ | viene progressivamente facilitato l' | ||
+ | prima e con un nucleo di He più piccolo (in massa). Rimossa la | ||
+ | degenerazione la struttura è ormai entrata nel dominio delle | ||
+ | masse intermedie. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** 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' | ||
+ | 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' | ||
+ | mantenga sensibilmente costante, diminuendo leggermente | ||
+ | all' | ||
+ | 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' | ||
+ | nuovo aumento | ||
+ | che la 2.3 $M_{\odot}$ in Sequenza Principale ha già sviluppato un nucleo | ||
+ | convettivo, che all' | ||
+ | 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' | ||
+ | inviluppi accresce l' | ||
+ | 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, | ||
+ | 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 $M_{\odot}$, | ||
+ | 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 // | ||
+ | ( --> A8.1). Se ne trae l' | ||
+ | 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: | ||
+ | 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' | ||
+ | dell'H centrale. A 800 milioni di anni, tempo della combustione di | ||
+ | H di una M=2.1 $M_{\odot}$, | ||
+ | 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// | ||
+ | dalle tipiche polazioni giovani, a giganti blu, alle popolazioni | ||
+ | più anziane dominate dalle Giganti Rosse. | ||
+ | |||
+ | Tempi e masse della //Red Giant Transition// | ||
+ | composizione chimica originale delle stelle. La stessa Fig. 8.2 | ||
+ | mostra come una diminuzione dell' | ||
+ | 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> | ||
+ | medio) produce strutture più fredde e, di conseguenza, | ||
+ | affette da [[wp.it> | ||
+ | facilmente predire che al diminuire della metallicità deve | ||
+ | diminuire anche la massa di transizione: | ||
+ | metallicità produce infatti strutture più calde e meno | ||
+ | soggette alla degenerazione elettronica. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **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' | ||
+ | fase di combustione quiescente di elio. All' | ||
+ | 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, | ||
+ | minimo della luminosità. Superata la transizione, | ||
+ | luminosità alla quale inizia la combustione di elio crescerà | ||
+ | infine monotonamente al crescere della massa della struttura. | ||
+ | </ | ||
+ | ---- | ||
+ | ~~DISQUS~~ |