c08:lo_scenario_generale
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== 8.1 Lo scenario generale ====== | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | Lo studio dell' | ||
+ | parte degli ingredienti necessari per la comprensione dei | ||
+ | meccanismi che caratterizzano e condizionano l' | ||
+ | superiori nelle fasi evolutive avanzate. Ricordiamo innanzitutto | ||
+ | che masse intermedie e grandi bruciano in ogni caso H in un nucleo | ||
+ | convettivo: all' | ||
+ | una fase di //overall contraction// | ||
+ | della combustione a shell di idrogeno ai confini del nucleo di He | ||
+ | che segnala l' | ||
+ | è non-degenere, | ||
+ | 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: | ||
+ | contraddistinguere le piccole masse e, dunque, le più antiche | ||
+ | popolazioni stellari. | ||
+ | |||
+ | |||
+ | Stante la forte dipendenza della combustione 3 $\alpha$ dalla | ||
+ | temperatura, | ||
+ | convettiva centrale. I fenomeni di trascinamento del nucleo | ||
+ | convettivo, semiconvezione e, eventualmente, | ||
+ | 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, | ||
+ | un " | ||
+ | tornarvi all' | ||
+ | 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' | ||
+ | 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' | ||
+ | efficaci riportate in figura si ricava | ||
+ | già in fase di rientro verso la traccia di Hayashi. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 8.1** Evoluzione della struttura interna di una | ||
+ | stella di 6 M$_{\odot}$, | ||
+ | combustione quiescente dell' | ||
+ | normalizzati ai loro valori massimi, riportati in ogni pannello. | ||
+ | Per ogni struttura sono anche riportati la collocazione nel | ||
+ | diagramma HR (logL, LogT< | ||
+ | del modello. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Per definizione, | ||
+ | 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' | ||
+ | progressivamente trasformato prima in elio e poi in CO. Se nel | ||
+ | frattempo, come si ritiene, | ||
+ | strutture al di sotto del limite di Chandrasekhar, | ||
+ | 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< | ||
+ | tale limite dipende dalla composizione originale della stella: | ||
+ | possiamo peraltro almeno orientativamente indicare un valore | ||
+ | attorno alle 8 $M_{\odot}$. | ||
+ | |||
+ | Masse superiori a M< | ||
+ | [[wp.it> | ||
+ | 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> | ||
+ | di una [[wp.it> | ||
+ | strutture come una sottoclasse della masse intermedie. Stelle con | ||
+ | massa ancora maggiore portano a compimento l' | ||
+ | combustioni sino alla finale [[wp.it> | ||
+ | l' | ||
+ | </ | ||
+ | ---- | ||
+ | ~~DISQUS~~ |