Advertisement

Il Nuovo Cimento (1955-1965)

, Volume 28, Issue 3, pp 621–638 | Cite as

Massive homogeneous helium-star models

  • M. Cimino
  • P. Giannone
  • M. A. Giannuzzi
  • A. Masani
  • N. Virgopia
Article

Summary

Homogeneous massive helium-star models are calculated considering the radiation pressure in the whole star. Electron scattering is assumed for the opacity, and for energy generation the 3α reactions. Radii are about solar radius, effective temperatures are high and values of central density and temperature exclude electronic degeneracy. When the mass increases the models denote a progressive increase of the radius and of the mass of the convective adiabatic equilibrium zone, until the total mass of the star is identified with the mass of the core, the model reducing itself thus to a totally convective model. Integration tables given in the Appendix can be used for all the homogeneous models with any chemical composition and with any energy generation law, provided the opacity is due to electron scattering and the central radiative pressure ranges between 0.1 and 0.8 times the total central pressure.

Riassunto

Sono stati costruiti modelli omogenei di stelle di elio di grande massa tenendo conto, in tutta la Stella, della pressione della radiazione. Per il coefficient « di assorbimento è stata considerata la diffusione elettronica e per la generazione dell’energia le reazioni 3α. I modelli hanno raggi dell’ordine del raggio solare, temperature effettive elevate ed i valori centrali della densità e delle temperature escludono la presenza della degenerazione elettronica. La zona centrale in equilibrio convettivo adialbatico ha estensione tanto maggiore quanto maggiore è la massa della stella finchè nei modelli più massicci tutta la massa è contenuta nel nucleo. Le tavole di integrazione date in Appendice, oltre che per i modelli ad elio da noi trattati, sono utilizzabili per ogni modello omogeneo, di qualsiasi composizione chimica e con qualsiasi legge di generazione di energia, purchè con opacità dovuta alla diffusione elettronica e valori della pressione radiativa al centro compresi fra 0.1 e 0.8 volte la pressione totale.

Preview

Unable to display preview. Download preview PDF.

Unable to display preview. Download preview PDF.

References

  1. (1).
    D. Popper:Publ. A.S.P.,54, 160 (1942);58, 370 (1946);59, 320(1947);W. Bidelman:Ap. Journ.,116, 227 (1952);A. Thackeray andA. Wesslink:Observatory,72, 248 (1952);A. Thackeray:M.N.,114, 93 (1954);Observatory,74, 99 (1954);J. L. Greenstein andG. Wallerstein:Ap. Journ.,127, 237 (1958);A. E. Klemola:Ap. Journ.,134, 130 (1961).ADSCrossRefGoogle Scholar
  2. (2).
    J. A. Crawford:Publ. A.S.P.,65, 210 (1953);L. H. Aller:Mém. Soc. Roy. Sci. Liège, V 3, 41 (1959);J. B. Oke:Ap. Jowrn.,133, 166 (1961).ADSCrossRefGoogle Scholar
  3. (3).
    J. P. Cox andE. T. Giuli:Ap. Journ.,133, 755 (1961).ADSCrossRefGoogle Scholar
  4. (4).
    M. Schwarzschild :Structure and Evolution of the Stars (Princeton, 1958).Google Scholar
  5. (5).
    M. Schwarzschild andR. HÄem:Ap. Journ.,136, 158 (1962).ADSCrossRefGoogle Scholar
  6. (6).
    S. Chandrasekhar :An Introduction to the Study of Stellar Structure (Chicago, 1957).Google Scholar
  7. (7).
    M. Schwarzsc andR. HÄrm:Ap. Journ,128, 348 (1958).CrossRefGoogle Scholar
  8. (8).
    A. Boury:Bull. Soc. Roy. Sci. Liège,29 no. 11–12, 306 (1960).Google Scholar
  9. (9).
    G. Ferraresè:Rend. Acc. Lincei,29, 170 (1960)Google Scholar
  10. (10).
    O. Struve:«Stellar Evolution» (Princeton, 1960).Google Scholar
  11. (11).
    L. G. Henyey, R. LeLevier andR. D. Levee:Ap. Journ.,129, 2 (1959).MathSciNetADSCrossRefGoogle Scholar

Copyright information

© Società Italiana di Fisica 1963

Authors and Affiliations

  • M. Cimino
    • 1
    • 2
  • P. Giannone
    • 1
    • 2
  • M. A. Giannuzzi
    • 1
    • 2
  • A. Masani
    • 1
    • 2
  • N. Virgopia
    • 1
    • 2
  1. 1.Gruppo di Ricerca Matematica n. 29 del C.N.R.Roma
  2. 2.Gruppo di Ricerca n. 1 del CONARMRoma

Personalised recommendations