c08:nuclei_degeneri._pulsi_termici._biforcazione_del_carbonio
Differenze
Queste sono le differenze tra la revisione selezionata e la versione attuale della pagina.
Entrambe le parti precedenti la revisioneRevisione precedenteProssima revisione | Revisione precedente | ||
c08:nuclei_degeneri._pulsi_termici._biforcazione_del_carbonio [05/05/2010 11:34] – versione 1.0 - marco | c08:nuclei_degeneri._pulsi_termici._biforcazione_del_carbonio [31/05/2023 15:18] (versione attuale) – tolto codice Facebook marco | ||
---|---|---|---|
Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== A8.3 Nuclei degeneri. Pulsi termici. Biforcazione del Carbonio. ====== | ||
+ | <WRAP justify> | ||
+ | Allorquando in una struttura stellare si sviluppa un nucleo | ||
+ | degenere l' | ||
+ | condizionata dalle caratteristiche del nucleo stesso. Un' | ||
+ | di ciò proviene dalla esistenza di una relazione //" | ||
+ | nucleo-luminosità"// | ||
+ | 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' | ||
+ | centrali di un campione di masse stellari, mostrando come le | ||
+ | strutture con nuclei degeneri di He convergano verso un' | ||
+ | sequenza temporale. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 8.18** Evoluzione delle condizioni centrali di | ||
+ | stelle di varia massa dalla fase di presequenza sino alle fasi | ||
+ | evolutive avanzate. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Strutture con nucleo di CO degenere sono fatalmente destinate a | ||
+ | innescare | ||
+ | l' | ||
+ | quali una rinnovata efficienza della shell di idrogeno e alcuni | ||
+ | lievi massimi secondari nell' | ||
+ | struttura. Ancora a titolo di esempio la Fig. 8.19 | ||
+ | mostra l' | ||
+ | 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, | ||
+ | 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. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** 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. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 8.20** Evoluzione temporale delle temperature | ||
+ | centrali e delle temperature massime in una serie di modelli con | ||
+ | Z=8 10< | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | La Fig. 8.20 mostra infine come l' | ||
+ | si presenti come una vera e propria biforcazione nel destino | ||
+ | evolutivo delle strutture stellari. A densità | ||
+ | al centro di tutte le strutture inizia a prevalere la produzione | ||
+ | di [[wp.it> | ||
+ | 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. | ||
+ | </ | ||
+ | ---- | ||
+ | ~~DISQUS~~ |