Utente:Edfri/sandbox3: differenze tra le versioni
Contenuto cancellato Contenuto aggiunto
Riga 32:
Symposium - International Astronomical Union| |editore=Cambridge University Press |città=Cambridge |pp= 535-544 |DOI=10.1017/S0074180900196160 | id= |url=https://www.cambridge.org/core/journals/symposium-international-astronomical-union/article/binary-evolution-models-with-rotation/ED3A991CBDD987CDC33D8979107A8B6F |formato=pdf |accesso=10 luglio 2024 }}</ref>. Tali trasferimenti di massa trovano tuttavia un limite nel fatto che assieme alla massa viene trasferito alla stella che si accresce [[momento angolare]]. Quando la stella che si accresce raggiunge [[velocità angolare]] critica, oltre la quale la stella perderebbe stabilità, essa non può ricevere ulteriore massa dalla stella donatrice. Non è ben chiaro il destino della massa perduta dalla stella donatrice ma non ricevuta dalla compagna: forse essa va a creare un disco intorno alla compagna, che poi viene disperso dalla sua [[radiazione]] o dal suo [[vento stellare]]<ref name=Langer12/>.
In secondo luogo, le binarie particolarmente strette, con un [[periodo di rivoluzione]] uguale o inferiore a 2 giorni, sono per lo più destinate a fondersi. Circa un quarto delle stelle di classe O si trova in questa condizione<ref name=Langer12/>. Gli esiti di simili fusioni non sono stati ancora ben compresi e dipendono dallo stato evolutivo delle due componenti al momento della unione. Se, per esempio, una delle due componenti è nella fase di fusione dell'elio mentre l'altra è ancora nella sequenza principale, l'esito dell'unione sembra essere una stella con un nucleo di elio, in cui avvengono processi di fusione nucleare, ma che è più piccolo rispetto a quello usuale nelle stelle di uguale massa. Stelle che hanno subito una unione di questo tipo evolvono probabilmente in supergiganti blu, ma, dato il loro nucleo sottodimensionato di elio, non raggiungono mai lo stadio di supergiganti rosse o di stelle di Wolf-Rayet, ma concludono la loro esistenza esplodendo in supernovae mentre si trovano ancora nello stadio di supergiganti blu<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Binary progenitor models of type IIb supernovae |autore=J. S. W. Claeys ''et al.'' |rivista=Astronomy & Astrophysics |anno=2011 |volume=528 |pp=A131 |url=https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2011/04/aa15410-10/aa15410-10.html |doi=10.1051/0004-6361/201015410 |accesso=5 dicembre 2024}}</ref>.
| |||