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8.2 La transizione tra masse piccole e intermedie
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
0.5 $M_{\odot}$. 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.
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 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 <tex>$M_{\odot}$</tex> 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 peso molecolare
medio) produce strutture più fredde e, di conseguenza, più
affette da 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.
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.
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