Dragare (astronomie)
În astronomie cu dragare (în engleză dredge-up ) ne referim la o perioadă a evoluției unei stele în care zona convectivă se extinde în profunzime pentru a atinge straturile în care au avut loc reacțiile de fuziune . În consecință, produsele de fuziune sunt aduse la suprafață prin mișcări convective și apar în spectrul stelei.
Prima dragare are loc atunci când o stea de secvență principală intră în ramura gigantă roșie . Spectrul stelei va arăta urme ale procesului de fuziune a hidrogenului : raporturile de 12 C / 13 C și C / N vor scădea și abundențele de suprafață de litiu și beriliu pot scădea.
A doua dragare are loc la stelele cu masa de 4 - 8 M ☉ când intră în ramura asimptotică a giganților . Când heliul se scurge în nucleul stelar , reacțiile de fuziune nucleară ale heliului au loc într-o coajă care înconjoară miezul de carbon inert, în timp ce fuziunea hidrogenului are loc într-o coajă care înconjoară cea de heliu. La stelele de dimensiuni medii, inițial masa de heliu care înconjoară miezul inert este de așa natură încât produce multă energie și se extinde, răcind și stingând învelișul de hidrogen activ aflat deasupra. Extincția învelișului de hidrogen permite mișcărilor convective să pătrundă aproape în învelișul de heliu, amestecând produsele ciclului CNO [1] . Consecințele celui de-al doilea dragaj sunt o creștere a abundențelor de suprafață de 4 He și 14 N și o scădere a celor de 12 C și 16 O [2] .
A treia dragare are loc atunci când o stea aparținând ramurii asimptotice a giganților începe să declanșeze pulsații termice. Aceste pulsații se datorează faptului că, în acest stadiu al evoluției stelare , învelișul de heliu este de cele mai multe ori foarte fin și liniștit. Cu toate acestea, periodic, învelișul de hidrogen al suprafeței furnizează suficient material învelișului de heliu pentru a aprinde fulgerul de heliu . Acest flash produce o cantitate mare de energie, ceea ce îl determină să se extindă și să creeze o zonă convectivă deasupra acestuia, care stinge carcasa activă de hidrogen. Acest lucru permite mișcărilor convective ale învelișului exterior al stelei să pătrundă adânc în învelișul activ de heliu. Această dragare scoate la suprafață produsele cu heliu, carbon și proces S. În consecință, abundența carbonului în ceea ce privește oxigenul crește și steaua poate deveni o stea de carbon [2] . Fuziunea heliului durează câțiva ani, după care se oprește și învelișul de heliu se contractă din nou permițând învelișului de hidrogen. Cu toate acestea, în câteva sute de ani, va apărea un nou fulger de heliu care va reporni ciclul, lansând un nou episod de dragare [3] .
În stelele cu masa mai mare de 5 M ⊙ a treia dragare are efecte diferite. De fapt, ele dezvoltă temperaturi de bază, astfel încât să declanșeze fuziunea hidrogenului la baza învelișului convectiv în timpul impulsurilor termice. Acest fenomen este definit în engleză Hot Burning Bottom (HBB), literalmente fundul fierbinte care arde . Aceasta are consecința faptului că dragarea scoate materiale diferite de cele ale stelelor cu masă mai mică. Acestea sunt în esență materialele produse în fuziunea hidrogenului în HBB. În special, este 14 N, dar și 7 Li , 23 Na , 25,26 Mg . Efectul este că steaua nu devine o stea de carbon în faza finală de permanență în ramura asimptotică, ci o stea în care azotul își domină suprafața stelară [4] .
Nomenclatura dragurilor nu se referă la o secvență temporală între ele, ci doar la caracteristicile evolutive și structurale ale stelelor. De exemplu, o stea de masă medie poate întâlni prima și a treia dragă, dar nu și a doua.
Notă
- ^ DL Lambert, Effects Observational of Nucleosynthesis in Evolved Stars , în Mike G. Edmunds și Roberto J. Terlevich (eds), Elements and the Cosmos , Universitatea din Cambridge, 1992, pp. 92-109, ISBN 0-521-41475-X .
- ^ a b Sun Kwok, Originea și evoluția nebuloaselor planetare , Cambridge University Press, 2000, p. 199, ISBN 0-521-62313-8 .
- ^ John C. Lattanzio și Peter R. Wood, Evolution, Nucleosynthesis, and Pulsation of AGB Stars , în Harm J. Habing și Hans Olofsson (eds), Asymptotic Giant Branch Stars , New York, Springer, 2004, pp. 23-104, DOI : 10.1007 / 978-1-4757-3876-6 , ISBN 9781441918437 .
- ^ Norbert Langer, Evoluția târzie a stelelor cu masă mică și medie ( PDF ), pe astro.uni-bonn.de , Universität Bonn. Adus la 20 aprilie 2017 (Arhivat din original la 21 aprilie 2017) .
