Astrofisica Stellare

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====== A8.3 Nuclei degeneri. Pulsi termici. Biforcazione del Carbonio. ======

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Allorquando in una struttura stellare si sviluppa un nucleo
degenere l'evoluzione delle condizioni interne appare largamente
condizionata dalle caratteristiche del nucleo stesso. Un'evidenza
di ciò proviene dalla  esistenza di una relazione //"massa del
nucleo-luminosità"// sia per le Giganti Rosse di piccola massa,
con nucleo di He degenere, che per piccole masse e masse
intermedie in fase di AGB. A titolo di esempio la Fig. 8.18 
riporta l'evoluzione temporale delle condizioni
centrali di un campione di masse stellari, mostrando come le
strutture con nuclei degeneri di He convergano verso un'unica
sequenza temporale.
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**Fig. 8.18** Evoluzione delle condizioni centrali di
stelle di varia massa dalla fase di presequenza sino alle fasi
evolutive avanzate.
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Strutture con nucleo di CO degenere sono fatalmente destinate a
innescare  pulsi termici. Il termine della fase di //early AGB// e
l'innesco dei pulsi è segnalato da alcuni eventi precursori,
quali una rinnovata efficienza della shell di idrogeno e alcuni
lievi massimi secondari nell'evoluzione della luminosità della
struttura. Ancora a titolo di esempio la Fig. 8.19
mostra l'andamento di tale luminosità in un modello di 2.5
M$_{\odot}$ di composizione chimica solare. Si può notare come
la crescita continua della luminosità assuma gradatamente un
andamento oscillante sino a innescare il primo vero e proprio
pulso che, dopo un transiente riaggiustamento, dà inizio ad una
sequenza omogenea di successivi pulsi. Si noti al riguardo anche
la relativamente bassa luminosità alla quale si sviluppano i
pulsi rispetto alle strutture più massicce.
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{{:c08:fig8_a05.jpg?500}}
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** Fig. 8.19** Andamento temporale della luminosità
nella fase di innesco dei pulsi termici in un modello di 2.5
M$_{\odot}$ di composizione solare.
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{{:c08:fig8_a06.jpg?500}}
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**Fig. 8.20** Evoluzione temporale delle temperature
centrali e delle temperature massime in una serie di modelli con
Z=8 10<sup>-3</sup> a cavallo dei limiti per l'innesco del Carbonio
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La Fig. 8.20 mostra infine come l'innesco del [[wp.it>Carbonio]]
si presenti come una vera e propria biforcazione nel destino
evolutivo delle strutture stellari. A densità  log$\rho_c \sim$6
al centro di  tutte le strutture inizia a prevalere la produzione
di [[wp.it>neutrini]], provocando una inversione di temperatura ed il
progressivo raffreddamento delle regioni centrali. La temperatura
continua peraltro a crescere in una shell intermedia, sinché
avviene la netta e brusca separazione tra le strutture che
innescano e quelle che raffreddano.
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~~DISQUS~~