Strumenti Utente

Strumenti Sito


c08:limiti_superiori_massa

8.5 Limiti superiori di massa. Quadro riassuntivo

Stelle di grande massa percorrono le fasi di combustione nucleare in pochi milioni di anni, terminando la loro vita esplodendo sotto forma di Supernova. Strutture molto massicce (M$\ge$ 60-100 M$_{\odot}$), se si formano, sfuggirebbero peraltro a tale destiono a causa di una instabilità che deve manifestarsi alla formazione di nuclei di Ossigeno. A causa delle altissime temperature centrali i fotoni della radiazione divengono sufficientemente energetici per attivare la produzione di coppie di elettrone nel campo dei nuclei:

$$\gamma \ \ \rightarrow \ \ e^+ \ \ + \ \ e^-$$

L'intervento di una ulteriore particella è necessario per conservare la quantità di moto, come è subito visto mettendosi nel sistema del baricentro della coppia di elettroni prodotta. La reazione si sviluppa preferenzialmente con l'intervento dei nuclei perché, stante la relativamente grande massa, contribuiscono al bilancio della quantità di moto assorbendo poca energia, talché la soglia energetica resta in pratica quella per la produzione delle masse dei due elettroni E $\sim$ 2m$_e$c$^2 \sim$ 1 Mev. Nel campo di un elettrone tale soglia salirebbe a circa 6 Mev.

L'attivazione del canale di produzione di coppie tende a destabilizzare la struttura: rifacendosi al teorema del Viriale ricordiamo come la stabilità richieda che metà dell'energia guadagnata nella contrazione vada ad aumentare l'energia cinetica delle particelle che compongono la struttura stessa. L'effetto della produzione di coppie è di impedire che l'energia iniettata nella struttura vada integralmente ad innalzare l'energia cinetica, una parte sempre maggiore essendo spesa per produrre particelle. Si rompe così l'equilibrio del Viriale e la struttura collassa.

Più in dettaglio, partendo dal teorema del Viriale si può mostrare che una struttura diventa instabile ogniqualvolta il parametro termodinamico

$$\gamma = \frac{C_P}{C_V}$$

scende sotto il valore di 4/3. In tale quadro lo scenario qualitativo precedente si materializza nell'osservazione che al crescere dell'efficienza della produzione di coppie diminuisce il valore di C$_V$, che tende a zero nel limite in cui tutta l'energia iniettata nella materia vada in formazione di coppie.

Quando, al crescere della temperatura, il criterio di stabilità viene a risultare violato in una consistente frazione della struttura, la stella deve contrarre più velocemente da quanto richiesto dalle perdite di energia. Ne risulta un aumento dell'efficienza della combustione dell'Ossigeno ed una incontenuta produzione di energia che finisce col distruggere la struttura. In un tale processo sono possibili produzioni di energia termonucleare anche sensibilmente maggiori di quelle prodotte nel collasso da fotodisintegrazione del Fe.

La Fig. 8.9 riporta a titolo di esempio i risultati di un indagine compiuta seguendo l'evoluzione di nuclei “nudi” di Ossigeno, considerando cioè in prima approssimazione come trascurabile l'influenza degli inviluppi più esterni. Dalla traiettoria evolutiva delle condizioni centrali, confrontata con la regione di efficienza della produzione di coppie, si evince che strutture che sviluppano nuclei di Ossigeno sono a 10 M$_{\odot}$ riescono a compiere l'intero ciclo di combustioni sino al Fe. Stelle con nuclei dell'ordine o maggiori di 30 M$_{\odot}$ sono invece destinati a penetrare nella zona di produzione di coppie, destabilizzandosi.

fig8_09.jpg
Fig. 8.9 Traiettorie temporali delle condizioni centrali nuclei “nudi” di ossigeno poste a confronto con le regioni di instabilità per fotodisintegrazione del Fe o per creazione di coppie.

Definiremo tali strutture, dell'ordine delle 102 M$_{\odot}$, come oggetti ultra-massivi, essendo il termine di oggetti super-massivi già entrato in letteratura intorno agli anni '60, a designare supposte strutture di 106 - 107 M$_{\odot}$ indagate, ma poi abbandonate, come possibili controparti teoriche dell'allora recente scoperta dei Quasar. Stelle ultra massive, se si formano, percorrono peraltro in brevissimo tempo l'intero loro ciclo evolutivo e possono far parte dell'Universo osservabile al più tramite le loro esplosioni.

Siamo così giunti al termine di un lungo percorso che ci ha consentito di indagare la natura e le proprietà degli oggetti stellari disseminati nell'Universo a comporre galassie ed ammassi di galassie, creando un quadro conoscitivo che riteniamo copra il destino evolutivo di tutte le possibili strutture di equilibrio che si sono formate e continuamente si formano dalla condensazione del gas interstellare. La Fig. 8.10 riassume graficamente tale quadro, riportando la collocazione osservativa assieme ed indicando alcuni caratteristici episodi strutturali e il destino finale di opportune strutture rappresentanti i tre tipi di storie evolutive che siamo andati identificando e che abbiamo raggruppato nelle categorie di stelle di massa piccola, intermedia e grande.

fig8_10.jpg
Fig. 8.10 Quadro riassuntivo della storia evolutiva delle strutture stellari.


c08/limiti_superiori_massa.txt · Ultima modifica: 02/10/2017 14:54 da marco