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@@ Linea 1: / Linea 1: @@
+====== 8.1 Lo scenario generale ======
+<WRAP justify>
+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 [[c06:ramo_giganti_flash_elio|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.
+\\
+\\
+{{:c08:fig8_01.jpg?500}}
+\\
+**Fig. 8.1** Evoluzione della struttura interna di una
+stella di 6 M$_{\odot}$, y=0.20, Z=10<sup>-3</sup> 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, LogT<sub>e</sub>), 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 M<sub>up</sub>. 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 M<sub>up</sub> giungono invece ad innescare la
+[[wp.it>Processo_di_fusione_del_carbonio|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
+[[wp.it>Cattura_elettronica|cattura elettronica]] che portano alla implosione ed alla formazione
+di una [[wp.it>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 [[wp.it>fotodisintegrazione]] del Fe e
+l'esplosione come [[wp.it>Supernovae]].
+</WRAP>
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+~~DISQUS~~