Gigante rossa

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In astronomia, una gigante rossa è una stella grande e fredda di classificazione K o M e di colore fotosferico "formalmente arancione o rosso". La massa delle giganti rosse varia da circa 0,5 a 10 masse solari in una fase tardiva dell'evoluzione stellare.
Se si superano le 10 masse solari si parla di stella supergigante rossa.

L'atmosfera più esterna è rarefatta e tenue (migliaia di volte meno densa rispetto al sole), rendendo il raggio stellare immenso e le temperature di superficie relativamente basse, tra 4000 kelvin e 3000 kelvin ma anche meno.

Le giganti rosse più comuni sono quelle del ramo delle giganti rosse (in inglese: "red giant branch", con acronimo RGB) che mantengono la fusione dell'idrogeno in elio, mentre il cuore è costituito da elio inattivo. Un altro tipo di giganti rosse sono quelle del ramo asintotico delle giganti ("asymptotic giant branch", AGB) che producono carbonio dall'elio grazie al processo tre alfa.[1] Al gruppo AGB appartengono le stelle che operano la fusione dell'elio in carbonio, del tipo C-N e C-R tardive.

Esempi di giganti rosse o arancione[modifica | modifica sorgente]

Mira (οmicron-Ceti), un esempio di gigante rossa.

Esempi visibili nel cielo notturno sono Aldebaran (rossa), Arturo (arancione), Gamma Crucis (Gacrux), omicron Ceti. Le stelle rosse Antares (Alpha Scorpii) e Betelgeuse (Alpha Orionis) sono classificate come supergiganti rosse.

Caratteristiche[modifica | modifica sorgente]

La struttura di una stella gigante rossa.

Secondo la classificazione mostrata dal diagramma Hertzsprung-Russell, le giganti rosse sono ormai uscite dalla sequenza principale e si trovano nel ramo delle giganti rosse, oppure nel ramo asintotico delle giganti (vedi evoluzione stellare).

Si pensa che siano stelle di massa pari fino a 2,5 volte quella del Sole, che hanno finito la riserva di idrogeno nei loro nuclei e hanno iniziato a bruciarlo in un involucro più esterno. Poiché la sorgente di energia è più vicina alla superficie, la stella inizia ad espandersi. Questo rende la stella più luminosa, ma riduce anche la sua temperatura superficiale. Questo perché il suo raggio aumenta più di quanto non faccia la luminosità. La stella diventa quindi più grande, ma più fredda e più rossa.

Nelle stelle che popolano il ramo delle giganti rosse, l'elio presente nel nucleo (che per la piccola massa è degenere) inizia improvvisamente un processo di fusione nucleare, producendo quello che viene chiamato il flash dell'elio, un'improvvisa produzione di energia nel cuore della stella, la quale deve adattarsi modificando la propria struttura interna. Le stelle con massa superiore a 2,5 masse solari vivono questa transizione in modo molto più rilassato, ma iniziano anch'esse a bruciare elio. La fase di combustione dell'elio al centro è chiamata ramo orizzontale (HB), perché la maggior parte delle stelle che attraversano questa fase si dispongono lungo una linea orizzontale nel diagramma H-R.

Le stelle possono passare attraverso la fase di gigante rossa più di una volta. Ad esempio quando stelle di piccola massa hanno esaurito l'elio nel nucleo, instaurano una combustione a doppia shell (sia l'idrogeno che l'elio bruciano in un involucro), mentre il nucleo di Carbonio e Ossigeno che si è formato durante la fase di HB è degenere. Queste stelle si dispongono nel ramo asintotico delle giganti, e si muovono alternativamente tra questo e la zona delle stelle giganti OB.

Il destino del Sole[modifica | modifica sorgente]

Le dimensioni del Sole nella sequenza principale e nella fase di gigante rossa.

Si stima che il Sole raggiungerà questo stadio tra circa 5 miliardi di anni: le sue dimensioni saranno colossali, prossime a 1.2 UA (circa 130 volte quelle attuali), cioè la distanza che lo separa dalla Terra,[2] tanto che la sua atmosfera esterna quasi certamente arriverà a inglobare i pianeti Mercurio e Venere. Incerto è il destino del nostro pianeta, la Terra:[2] alcuni astronomi ritengono che anche il nostro pianeta verrà inglobato dalla stella morente; altri invece ipotizzano che il pianeta si salverà, poiché la perdita di massa da parte della nostra stella farebbe allargare la sua orbita, che slitterebbe conseguentemente sino a quasi 1,7 UA.[3] Si ritiene che il pianeta possa evitare di esser inglobato dall'aumentata massa solare verso lo spazio esterno, sebbene la maggior parte (se non la totalità) della vita presente sarà estinta. [3]

Tuttavia, le più recenti simulazioni mostrano che l'orbita terrestre, a causa di effetti di marea, decadrà, causando il suo ingresso nell'atmosfera solare, con conseguente distruzione. [4]

Secondo i calcoli dell'astrofisica una stella di massa solare non arriva mai a innescare il processo di fusione del carbonio. Invece, alla fine della fase asintotica gigante, la stella espellerà i suoi strati più esterni, formando una nebulosa planetaria con il nucleo d'elio della stella esposto al vuoto dello spazio, diventando così una stella nana bianca. L'espulsione nel cosmo della nebulosa planetaria e il suo diradarsi nello spazio interplanetario mettono fine alla fase di gigante rossa nell'evoluzione stellare.[1]

La fase di gigante rossa dura in genere soltanto alcuni milioni di anni[5] e dunque è relativamente molto breve rispetto ai miliardi di anni che stelle di massa simile a quella solare trascorrono nella sequenza principale.

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ a b Michael A. Zeilik, Gregory, Stephan A., Introductory Astronomy & Astrophysics, 4th, Saunders College Publishing, 1998, pp. 321–322. ISBN 0030062284.
  2. ^ a b Richard W. Pogge, The Once and Future Sun (lecture notes) in New Vistas in Astronomy, The Ohio State University (Department of Astronomy), 1997. URL consultato il 7 dicembre 2005.
  3. ^ a b I.J. Sackmann, A.I. Boothroyd, K.E. Kraemer, Our Sun. III. Present and Future in Astrophysical Journal, vol. 418, 1993, p. 457.
  4. ^ Jason Palmer, Hope dims that Earth will survive Sun's death, NewScientist.com news service, 22 febbraio 2008.
  5. ^ (EN) Red Giants. URL consultato il 20 giugno 2011.

Voci correlate[modifica | modifica sorgente]

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