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c08:lo_scenario_generale

8.1 Lo scenario generale

Lo studio dell'evoluzione delle piccole masse ci ha fornito gran parte degli ingredienti necessari per la comprensione dei meccanismi che caratterizzano e condizionano l'evoluzione di masse superiori nelle fasi evolutive avanzate. Ricordiamo innanzitutto che masse intermedie e grandi bruciano in ogni caso H in un nucleo convettivo: all'esaurimento dell'H centrale subiranno quindi tutte una fase di overall contraction che conduce all'innesco della combustione a shell di idrogeno ai confini del nucleo di He che segnala l'avvenuta combustione dell'idrogeno. Il nucleo di He è non-degenere, e la combustione a shell assume l'aspetto di una rapida fase di transizione che porta la struttura sulla sua traccia di Hayashi ove innescherà la combustione quiescente 3 $\alpha$ al centro del nucleo di elio, mantra la shell di idrogeno resta attiva ai confini di tale nucleo. In questo intervallo di masse viene dunque a mancare il Ramo delle Giganti, che resta a contraddistinguere le piccole masse e, dunque, le più antiche popolazioni stellari.

Stante la forte dipendenza della combustione 3 $\alpha$ dalla temperatura, in tutte queste strutture si svilupperà una zona convettiva centrale. I fenomeni di trascinamento del nucleo convettivo, semiconvezione e, eventualmente, “breathing pulses” che abbiamo riscontrato nelle piccole masse sono presenti anche nelle masse superiori, contribuendo a prolungare nel tempo la fase di combustione centrale di He. A somiglianza delle piccole masse, cresce nel tempo il contributo energetico delle combustioni di He e, tipicamente, nel diagramma HR le traiettorie evolutive compiono un “loop” prima allontanandosi dalla traccia di Hayashi, per tornarvi all'esaurimento dell'elio centrale e l'instaurarsi della fase di combustione a doppia shell, come già riscontrabile nelle Fig. 6.1, 6.3 e 7.1.

La Fig. 8.1 illustra il comportamento in combustione centrale di elio della struttura di 6 M$_{\odot}$ che avevamo già seguito nelle fasi di combustione di idrogeno ( –> Fig. 6.4). Si può notare il progressivo incremento della luminosità prodotta dalla 3 $\alpha$ a spese dell'efficienza della shell di idrogeno. Si noti anche il progressivo aumento del nucleo convettivo, segnalato dalla distribuzione omogenea di $^{12}$C, e lo sviluppo di una limitata regione semiconvettiva, segnalata dal gradiente nell'abbondanza di elio. Dalle temperature efficaci riportate in figura si ricava come l'ultimo modello sia già in fase di rientro verso la traccia di Hayashi.

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Fig. 8.1 Evoluzione della struttura interna di una stella di 6 M$_{\odot}$, y=0.20, Z=10-3 durante la fase di combustione quiescente dell'elio centrale. I vari parametri sono normalizzati ai loro valori massimi, riportati in ogni pannello. Per ogni struttura sono anche riportati la collocazione nel diagramma HR (logL, LogTe), l'età ed il numero sequenziale del modello.

Per definizione, le masse intermedie innescano la combustione a shell di elio alla periferia di un nucleo di CO che diviene rapidamente degenere. Come le piccole masse, esse daranno quindi vita ad una fase di AGB, raggiungendo fatalmente una fase di pulsi termici attraverso i quali l'idrogeno dell'inviluppo viene progressivamente trasformato prima in elio e poi in CO. Se nel frattempo, come si ritiene, la perdita di massa porta le strutture al di sotto del limite di Chandrasekhar, il destino finale di tali strutture sarà - come per le piccole masse- il progressivo raffreddamento sotto forma di Nane Bianche di CO. In caso contrario si giungerà fatalmente alla deflagrazione del Carbonio. Il limite superiore di massa per tale comportamento viene indicato in letteratura come Mup. Il preciso valore di tale limite dipende dalla composizione originale della stella: possiamo peraltro almeno orientativamente indicare un valore attorno alle 8 $M_{\odot}$.

Masse superiori a Mup giungono invece ad innescare la combustione del Carbonio prima che il nucleo degeneri completamente. In un ristretto intervallo di circa 2 $M_{\odot}$ la combustione di C conduce alla creazione di nuclei di ONe degeneri. Se, nuovamente, non interviene una sufficiente perdita di massa, anche queste strutture termineranno o con la deflagrazione del Carbonio (masse minori) o con processi di cattura elettronica che portano alla implosione ed alla formazione di una stella di neutroni. Nel seguito considereremo queste strutture come una sottoclasse della masse intermedie. Stelle con massa ancora maggiore portano a compimento l'intera catena di combustioni sino alla finale fotodisintegrazione del Fe e l'esplosione come Supernovae.


c08/lo_scenario_generale.txt · Ultima modifica: 02/10/2017 14:32 da marco