Flash dell'elio

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Il flash dell'elio è una fase dell'evoluzione stellare che si verifica al termine della permanenza nel ramo delle giganti rosse per masse superiori alle 0,5 masse solari, e che porta la stella nella fase di ramo orizzontale.

Caratteristiche del flash[modifica | modifica wikitesto]

Durante la permanenza di una stella sul ramo delle giganti rosse, la combustione di idrogeno in shell produce elio, che va ad accrescere il nucleo degenere. Quando esso raggiunge circa 0,5 masse solari, le temperature sono sufficientemente alte (circa 108 K) per innescare la cosiddetta 3, ovvero la fusione di tre atomi di elio in uno di carbonio.

L'instaurarsi della combustione in ambiente parzialmente degenere è un processo reazionato positivamente: infatti la pressione degli elettroni degeneri, che domina sulla pressione termica del gas, dipende esclusivamente dalla densità, quindi la struttura non reagisce all'aumento della temperatura espandendosi. Di conseguenza si ha un aumento dell'efficienza della 3 e una vertiginosa crescita della temperatura, finché la pressione dovuta al contenuto termico del gas non diventa confrontabile con quella degli elettroni degeneri e la degenerazione del nucleo inizia ad essere rimossa. La stella può quindi espandere e portarsi sul ramo orizzontale (indicato con HB, dall'inglese Horizontal Branch) in cui brucia elio al centro e idrogeno in una shell.

Il raggiungimento di questa nuova fase evolutiva in realtà avviene attraverso una serie di piccoli flash, a ciascuno dei quali corrisponde un massimo nella luminosità stellare.

Stelle con massa superiore a circa 2,3 masse solari non sviluppano un nucleo degenere al termine della combustione d'idrogeno: questi astri mancano quindi la fase di permanenza nel ramo delle giganti rosse e l'innesco dell'elio avviene in modo quiescente (nessun flash).

Hot Flashers[modifica | modifica wikitesto]

Le stelle con massa minore di 0,5 masse solari, non potranno mai raggiungere il limite per l'innesco della fusione dell'elio. Di conseguenza, quando la shell di idrogeno avrà consumato la gran parte del combustibile, la stella lascerà il ramo delle giganti e si disporrà su una sequenza di raffreddamento a raggio costante, sotto forma di nana bianca di elio.

C'è tuttavia un ristretto range di masse attorno al valore limite per le quali il flash dell'elio può avvenire durante la fase di raffreddamento: questi astri sono detti hot flashers, e si dispongono sul ramo orizzontale a temperature efficaci alte (pochissimo inviluppo residuo) e a luminosità leggermente minori.

Bibliografia[modifica | modifica wikitesto]

  • V. Castellani, Astrofisica Stellare, Zanichelli editore, 1985

Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]

Collegamenti esterni[modifica | modifica wikitesto]

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