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@@ Linea 1: / Linea 1: @@
+====== A8.4 Modelli con  Overshooting invasivi. ======
+<WRAP justify>
+Nel trattamento della convezione adottato nel testo, si è
+esplicitamente assunto che ai bordi delle zone convettive esista
+una regione di "overshooting" di estensione trascurabile. La
+presenza dell'overshooting si manifesta dunque in tale
+modellistica "classica" solo nella fasi di conbustione dell'elio
+attraverso i meccanismi del trascinamento del nucleo convettivo e
+nelle successiva fase di semiconvezione. Attorno agli anni '80 fu
+peraltro avanzata da alcuni ricercatori l'ipotesi di "overshooting
+invasivi", cioè con dimensioni non trascurabili. In assenza di
+una teoria al proposito, l'estensione di tali overshooting viene
+ad assumere l'aspetto di un parametro libero ed è usualmente
+espressa in unità di quella lunghezza di scala di pressione
+H<sub>P</sub> che appare anche nel trattamento della convezione
+superadiabatica, ponendo l=$\beta$ H$_P$.
+La reale efficienza di tale meccanismo, peraltro ignorato nella
+formulazione dei [[wp.it>/Modello_Solare_Standard|Modelli Solari Standard]], è stata l'oggetto di
+un lungo dibattito che si prolunga sino al presente. Le varie
+evidenze osservative di volta in volta invocate in supporto del
+fenomeno sono talora risultate incosistenti e, nel tempo, le
+estensioni di overshooting adottate sono progressivamente scese da
+$\beta \sim$ 1 a 0.25. Notiamo qui che un'estensione dell'ordine di
+.1 H<sub>P</sub> produce modelli che che cominciano a confondersi con lo
+scenario classico.
+Da un punto di vista generale è facile prevedere le conseguenze
+di un efficiente overshooting invasivo, che si traduce in
+accresciute dimensioni delle regioni rimescolate ed omogeneizzate
+dai nuclei convettivi. Piccole masse in fase di combustione di
+idrogeno, essendo prive di nuclei convettivi, risultano quindi
+immuni dall'intervento da tali extra rimescolamenti, che invece
+interesseranno i nuclei convettivi della fase di combustione di
+elio e le strutture  in combustione sia di H che di He in masse
+intermedia e grandi. Conseguentemente, un efficiente overshooting
+produce  nelle piccole masse solo un'allungamento della fase di HB
+proporzionale al combustibile portato nel nucleo di combustione di
+elio e, dunque, alle dimensioni di overshooting adottate.
+In masse intermedie e grandi l'overshooting modifica invece già
+le strutture di ZAMS, generando una catena di conseguenze che
+possono essere riassunte nei seguenti punti:
+  - Si prolunga la vita in fase di combustione centrale di H, con modifiche della traccia  di uscita dalla ZAMS.
+  - All'esaurimento dell'H centrale la struttura ha nuclei di He più massivi e, di conseguenza, si abbassa il valore della massa critica per la //RGT//.
+  -  Le stelle si presentano in fase di combustione di elio centrale con nuclei di elio più massivi risultando più luminose e con vite medie più brevi.
+  - Le strutture sviluppano infine nuclei di CO più massivi, di conseguenza, scende il valore di M<sub>up</sub>
+che rappresentano, nel contempo, le caratteristiche
+osservative sulle quali è possibile in linea di principio
+verificare e/o calibrare l'efficienza dell'overshooting.
+\\
+\\
+{{:c08:fig8_a07.jpg?450}}
+\\
+**Fig. 8.21 ** Tracce evolutive di una struttura di 4.0
+<tex>M$_{\odot}$</tex>  come calcolate seguendo le segnalate assunzioni
+sull'efficienza di overshooting invasivi.
+La Fig. 8.21 riporta un esempio di tale comportamento,
+mettendo a confronto la traccia evolutiva di struttura di 4
+M$_{\odot}$ calcolata con le assunzioni classiche con tracce per
+la stessa struttura ma calcolate assumendo un'estensione
+dell'overshooting pari a 0.10 o 0.25 H<sub>P</sub>.
+Per ovviare ad alcune inconsistenze, nei calcoli recenti sono
+stati introdotti approcci più articolati, ad esempio inibendo
+del tutto l'efficienza dell'overshooting per masse minori od
+eguali a 1 M$_{\odot}$, ad evitare le predizioni di un nucleo
+convettivo nell'attuale Sole, aumentando gradatamente il valore di
+tale perametro portandolo in piena, seppur moderata, efficienza
+per stelle di massa $\ge$ 1.5 M$_{\odot}$. La modellistica è
+ulteriormente complicata dalla coerente introduzione di un
+parallelo "undershooting" alla base degli inviluppi convettivi,
+anch'esso modulato in termini di H$_P$, seppur con valori autonomi
+ed in genere diversi da quelli utilizzati per la convezione
+interna.
+</WRAP>
+----
+~~DISQUS~~