Ramo asintotico delle giganti

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Il ramo asintotico delle giganti (o braccio asintotico delle giganti o AGB, sigla inglese di Asymptotic Giant Branch) è una regione del diagramma H-R popolata da stelle di dimensioni medio-piccole (0,5-10 masse solari) che bruciano elio e idrogeno in due gusci esterni al nucleo centrale degenere, composto da carbonio e ossigeno.

Caratteristiche del ramo[modifica | modifica sorgente]

Al termine della combustione centrale dell' elio, la stella non è più supportata dalla pressione di radiazione e si contrae per mantenersi in equilibrio idrostatico; di conseguenza le temperature crescono e la shell di idrogeno, già attiva in precedenza, viene spinta ad aumentare la propria efficienza. Contemporaneamente, quando le temperature salgono a circa 10^8 K, si accende anche la shell di elio, più interna. Gli strati sovrastanti si espandono e si raffreddano, quindi la shell di idrogeno precedentemente attiva si spegne. Da questo momento in poi la stella attraversa la fase dei cosiddetti pulsi termici, in cui l'evoluzione procede in modo iterativo ripetendo i seguenti passi:

  • La shell di elio trasforma il combustibile in Carbonio e Ossigeno e si sposta verso l'esterno, avvicinandosi alla shell di idrogeno;
  • La shell d'idrogeno riacquista efficienza per l'innalzamento delle temperature e supplisce allo spegnimento della shell di elio che ha ormai esaurito il combustibile.
  • L'idrogeno viene di nuovo trasformato in elio e si accumula nello strato sottostante, che a temperature sufficienti si riaccende, dando di nuovo inizio al ciclo appena elencato.

L'azione simultanea delle due shell è quindi di trasformare progressivamente idrogeno in elio ed elio in carbonio e ossigeno; questi prodotti vanno ad accrescere la massa del nucleo degenere finché la massa dell'inviluppo non è stata quasi del tutto consumata. Siamo in presenza di una situazione del tutto analoga al ramo delle giganti rosse, ed infatti le stelle di AGB si dispongono su un ramo che asintoticamente tende al precedente, da qui il nome. La differenza è che in questo caso il nucleo degenere è composto non da elio ma da carbonio e ossigeno.

Innesco del carbonio[modifica | modifica sorgente]

Nel ramo delle giganti rosse il flash dell'elio riusciva a rimuovere la degenerazione, e questo avveniva quando il nucleo raggiungeva la massa di circa 0,5 M_\odot. In questo caso, per avere un corrispondente flash del Carbonio dobbiamo raggiungere temperature maggiori, ma essendo anche attivo un meccanismo di raffreddamento per emissione di neutrini termici la condizione è assai più difficile da realizzare.

Ne risulta che innescano la fusione del Carbonio le stelle con nuclei maggiori di 1,1 M_\odot, valore difficilmente raggiunto da stelle di massa totale minore di 8 M_\odot. Tutte queste stelle lasciano dunque il ramo asintotico quando hanno consumato o espulso la maggior parte del combustibile esterno, raffreddandosi come nane bianche di Carbonio e Ossigeno.

Stelle fra 8 e 10 M_\odot invece riescono ad innescare il Carbonio, ma vanno incontro ad una fase di instabilità che le conduce all'esplosione o alla neutronizzazione.

Perdite di massa[modifica | modifica sorgente]

Durante la fase di AGB le stelle subiscono consistenti fenomeni di perdita di massa, i quali hanno un ruolo importante nell'arricchimento del mezzo interstellare; diminuiscono i tempi evolutivi (sottraendo combustibile alle due shell) e le masse finali dei nuclei di carbonio e ossigeno.

In particolare sono attribuibili a questa fase evolutiva le nebulose protoplanetarie di breve durata che tendono ad evolversi in nebulose planetarie.

Voci correlate[modifica | modifica sorgente]