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c08:combustioni_avanzate

8.6 Grandi masse: combustioni avanzate

Pur mancando di un diretto riscontro osservativo, l'indagine sulla evoluzione di strutture di grande massa attraverso le fasi di combustione successive a quella dell'elio è argomento di grande rilevanza che ha l'obiettivo di giungere ad identificare le caratteristiche strutturali e la distribuzione delle specie chimiche all'instaurarsi dell'instabilità. Tali strutture di pre-supernovae rappresentano l'ingrediente fondamentale per indagare l'evoluzione temporale dell'instabilità e, in particolare, per valutare tipo e quantità di materia elaborata nuclearmente espulsa nel corso dell'esplosione, valutando così il contributo delle varie Supernovae all'evoluzione nucleare della materia dell'Universo.

E' da avvisare che il calcolo di tali strutture diviene progressivamente sempre più oneroso sia per la necessità di valutare il contributo di un sempre maggior numero di concorrenti reazioni nucleari, sia per il complesso accoppiamento tra reazioni nucleari e mescolamento convettivo. Orientativamente, ricordiamo che nei calcoli si giunge a seguire l'evoluzione di parecchie centinaia di isotopi valutando l'intervento di migliaia di diverse reazioni nucleari. La complessità dei calcoli e delle relative strutture è ben illustrata in Fig. 8.11, che riporta l'evoluzione tenporale delle regioni convettive in una stella di 15 M$_{\odot}$ composizione solare, dalle fasi iniziali sino alla struttura di pre Supernova. Vi si riconosce facilmente la attesa regressione dell'iniziale nucleo convettivo indotto dalla combustione CNO e nella successiva fase di combustione di elio, il nuovo nucleo convettivo in progressivo aumento per il meccanismo di autotrascinamento.

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Fig. 8.11 Evoluzione temporale delle regioni convettive all'interno di una stella di 15 M$_{\odot}$ composizione solare, dalle fasi iniziali sino alla struttura di pre Supernova.

Dopo l'esaurimento dell'He centrale, l'evoluzione è caratterizzata dalla formazione di nuovi nuclei convettivi in corrispondenza delle maggiori fasi di combustione di C, Ne, O e Si e dall'alternarsi di episodi di convezione in shell che seguono l'innesco delle varie shell di combustione. L'affondarsi della convezione superficiale dimostra che a partire dal termine della combustione dell'elio e sino alla sua esplosione la stella raggiunge e permane nello stato di Supergigante Rossa. Strutture a minore metallicità non completano invece l'escursione verso il rosso, ed esploderanno come Supergiganti Blu ad alta temperatura superficiale.

Come già preconizzato sin dal Capitolo 4 sulla base di “principi primi”, la struttura di pre supernova conserva memoria della sua storia nucleare distribuendo in una struttura “a cipolla” i prodotti di tutte le passate combustioni. La Fig. 8.12 porta l'esempio della distribuzione delle specie chimica nella struttura di presupernova di una stella di 25 M$_{\odot}$. Dall'esterno verso l'interno si riconoscono prima gli strati incombusti (25 < M/M$_{\odot}<$ 10), seguiti dalle shell con i prodotti di combustione prima dell'H, poi dell'He sino alla produzione del nucleo di $^{54}$Fe.

L'abbondanza delle specie chimiche all'interno di una struttura di presupernova non è peraltro ancora rappresentativa della composizione chimica della materia che verrà eiettata nello spazio a seguito dell'esplosione. Ci si attende infatti che tale composizione venga anche sostanzialmente modificata dal passaggio dell'onda d'urto provocata dall'esplosione medesime, onda che innalza anche di ordini di grandezza le temperature locali provocando un ultimo episodio di Nucleosintesi Esplosiva.

Notiamo qui che in tale episodio le reazioni nucleari possono seguire strade anche molto diverse da quelle che abbiamo indagato interessandoci delle combustioni quiescenti. In quelle condizioni, il fabbisogno energetico della struttura è soddisfatto da una bassa efficienza delle reazioni e, conseguentemente, abbiamo implicitamente assunto che la bassa frequenza di reazioni consentisse in ogni caso che gli elementi instabili prodotti durante una catena di reazioni decadessero prima di subire una reazione di fusione con un ulteriore particella. Nella Nucleosintesi Esplosiva tale condizione viene a cadere, e le reazioni seguono nuovi cammini di cui abbiamo dato un esempio trattando negli Approfondimenti del Ciclo CNO veloce

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Fig. 8.12 La distribuzione delle specie chimiche in una struttura di presupernova, calcolata al momento in cui la velocità massima di collasso nel nucleo causata dall'instabilità per fotodisintegrazione del Fe ha raggiunto 1000 km/sec. La massa M è in masse solari.

Sfortunatamente, al presente i calcoli idrodinamici non riescono ancora a riprodurre nel dettaglio la fase del collasso e della conseguente successiva espulsione di strati esterni. Si ritiene che nel collasso gli strati esterni ad un nucleo centrale neutronizzato dovrebbero finire col venire riflessi a causa dell'energia proveniente dal centro della struttura, ed eiettati da ciò che resta della stella. In linea generale, è infatti da notare che qualunque meccanismo che consenta di trasferire all'inviluppo anche pochi percento dell'energia prodotta dal nucleo collassante giunge inevitabilmente ad invertire il collasso dell'inviluppo medesimo, trasformandolo in una esplosione.

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Fig. 8.13 Distribuzione delle specie chimiche nel nucleo della struttura di cui alla precedente figura dopo la rielaborazione terminale causata dalla nucleosintesi esplosiva.

In assenza di una descrizione dettagliata, la nucleosintesi esplosiva viene investigata valutando con vari argomenti la parte del nucleo sopravvivente all'esplosione e provocando l'espulsione degli strati al di sopra di tale nucleo con vari artifici, quali una improvvisa iniezione di energia o una perturbazione con effetto di pistone. Si ritiene peraltro che i risultati, quali quelli presentati in Fig. 8.13 siano largamente significativi.

Con riferimento alla citata figura e con riferimento alle più macroscopiche modificazioni, si può notare come giusto all'esterno del nucleo neutronizzato la nucleosintesi esplosiva del Silicio conduca ad una completa distruzione del Si con produzione di $^{56}$Ni. Più all'esterno, dalla combustione incompleta del Si originano strati ricchi di Si, S, Ca e Ar. Aggiungiamo solo che i calcoli dettagliati forniscono valutazioni dettagliate sull'abbondanza dei diversi isotopi dei vari elementi, valutazioni che esulano dai limiti della presente esposizione, ma che sono alla base di interessantissimi capitoli dell'Astrofisica Nucleare basati sul confronto con l'abbondanza naturale di quegli isotopi.

Il destino del nucleo della Supernova dipende dalla sua massa. Se inferiore alla massa critica per strutture di neutroni degeneri esso permarrà sotto forma di una Stella di neutroni dal diametro dell'ordine della decina di km. In tal caso, stante la necessaria conservazione del momento angolare, è facile prevedere come tali strutture possano diventare rapidissimi rotatori, e non stupisce riconoscere tali strutture nelle Pulsar, emettitori radio con periodi dei segnali (e della rotazione) anche notevolmente minori al secondo.

Per masse maggiori, non paiono esistere meccanismi fisici in grado di fermare il collasso gravitazionale, e la materia appare destinata a proseguire il collasso raggiungendo il suo Raggio di Schwarzschild scomparendo dall'Universo osservabile sotto forma di Buca Nera.


c08/combustioni_avanzate.txt · Ultima modifica: 02/10/2017 14:55 da marco