LA FASE DELLA GIGANTI

LA FASE DELLE STELLE GIGANTI

( fonte principale: Karttunen et. al. Fundamental Astronomy - Springer)

IL RAMO DELLE SUB-GIGANTI. La fase della sequenza principale dell'evoluzione delle stelle finisce quando tutto l'idrogeno nel nucleo si è fuso in elio e la stella si pone in uno stato nel quale l'idrogeno comincia a fondere nel guscio che circonda il nucleo di elio creato. Se la stella è nella parte inferiore della sequenza principale del diagramma HR, si sposta gradualmente verso destra e nel ramo delle sub-giganti (o giganti rosse di tipo II e III) . Mentre se si trova nella parte superiore della sequenza principale lo spostamento è più rapido.

La massa del nucleo di elio cresce gradualmente a causa della fusione dell'idrogeno nel guscio che lo circonda. Questo conduce ad una evoluzione della stella che si sposta quasi orizzontalmente verso destra nel diagramma HR. E quando l'involucro convettivo diventa più esteso la stella si avvicina alla traccia di Hayashi ma, per restare in equilibrio e poichè il raggio continua a crescere, la stella comincia a risalire la traccia di Hayashi e, di conseguenza, aumenta la sua luminosità. La stella così diventa una gigante rossa.

Nelle stelle di massa inferiore (M≤2.3M_⊙) quando la massa del nucleo inizia a crescere la densità può diventare così elevata che la stella comincia a diventare degenere. Ma la temperatura centrale continuerà a salire. L'intero nucleo di elio avrà una temperatura uniforme a causa dell'alta conducibilità del gas degenere. Se la massa della stella è più grande di 0.26M_⊙ la temperatura centrale può raggungere 100 milioni di gradi che è sufficiente perchè l'elio cominci a fondere in modo da innescare il processo triplo-alfa. La fusione dell'elio inizia simultaneamente nell'intera zona centrale e fa salire rapidamente la temperatura. Diversamente da un gas normale il nucleo degenere non può espandersi sebbene la temperatura cresce e allora la crescita della temperatura conduce solo ad un aumento della velocità delle reazioni nucleari. Quando la temperatura cresce ulteriormente il gas esce dallo stato di degenerazione e il nucleo inizia ad espandersi molto velocemente. Solo dopo pochi secondi della fusione dell'elio accade un'esplosione nucleare detta il flash dell'elio.

L'energia prodotta dal flash dell'elio è assorbita dagli strati esterni e non porta alla completa distruzione della stella. Tuttavia la luminosità della stella diminuisce dopo il flash perchè quando il centro si espande gli strati esterni si contraggono. L'energia rilasciata nel flash è convertita in energia potenziale del nucleo espanso. Dopo il flash dell'elio la stella si pone in un nuovo stato dove l'elio si fonde in carbonio in un nucleo non degenere.

Dopo il flash dell'elio la stella si trova nel ramo orizzontale delle giganti nel digramma HR. La posizione esatta della stella nel ramo orizzontale dopo il flash dell'elio è una funzione sensibile della massa dell'involucro. Questa a sua volta dipende dall'ammontare della massa persa dalla stella nel flash dell'elio, che può variare casualmente da stella a stella. Se la luminosità non varia molto lungo il ramo orizzontale le temperature effettive sono più alte per stelle con minore massa nell'involucro. Il ramo orizzontale è diviso nella parte blu e rossa da un salto che corrisponde alla instabilità delle pulsazioni che conducono alle variabili RR Lyrae. La forma del ramo orizzontale per un insieme di stelle dipende dalla loro abbondabnza di metalli nel senso che una bassa abbondanza di metalli è collegata ad un ramo orizzontale blu più prominente. Per stelle con abbondanza di elementi come il Sole il ramo orizzontale è ridotto a un breve tronco, il pezzo rosso, che si collega al ramo delle giganti rosse.

Nelle stelle di massa intermedia (2.3M_⊙ ≤M ≤ 8M_⊙) la temperatura centrale è elevata e la densità centrale bassa, e il nucleo non degenera. Allora la fusione dell'elio può avviarsi in modo non catastrofico quando la regione centrale si contrae. Quando il contributo della fusione dell'elio nel nucleo cresce la stella si sposta dal ramo delle giganti rosse per assumere un colore blu ma poi il percorso si riavvicina alla traccia di Hayashi di nuovo. Una importante conseguenza di questo loop blu è che porta le stelle in una striscia del diagramma HR che corrisponde alla instabilità delle cefeidi. Questa fa nascere le variabili cefeidi classiche che sono di importanza centrale per determinare le distanze nella Via Lattea e delle galassie vicine.

Nelle stelle più massicce la fusione dell'elio nel nucleo inizia prima che la stella ha il tempo di raggiungere il ramo delle giganti rosse (mentre per le stelle più piccole avviene dopo) . Alcune stelle continueranno a muoversi verso la destra del diagramma HR. Per altre questo produrrà un consistente vento stellare e una grande perdita di massa. Le stelle in questa fase evolutiva, come P Cygni e η Carinae sono conosciute come stelle variabili blu luminose, LVB, e sono tra le più brillanti della Via Lattea. Se una stella non riesce a contenere il suo involucro diventerà una supergante. Altrimenti tornerà indietro nella parte blu del diagramma HR finendo come una stella di Wolf-Rayer.

IL RAMO ASINTOTICO DELLE GIGANTI. L'evoluzione che segue la fusione dell'elio nel nucleo dipende fortemente dalla massa delle stelle. La massa determina quanto può diventare alta la temperatura centrale e il grado di di degenerazione quando viene attivato il conbustibile nucleare pesante . Quando è esaurita la riserva di elio nel nucleo, questi continua a fondere nel guscio mentre si esaurisce l'idrogeno nel guscio. Nel diagramma HR la stella si muoverà verso temperature effettive più basse e più alte luminosità. Questa fase è piuttosto simile alla precedente fase delle giganti rosse di bassa massa, sebbene le temperature sono leggermente più alte. Per questo motivo questo ramo è noto come ramo asintotico delle giganti, AGB.

Dopo la fase iniziale , quando il guscio di elio raggiunge il guscio di idrogeno esaurito, la stella AGB entra in quello che è conosciuta come la fase delle pulsanti termiche dove i gusci di idrogeno e di elio fondono alternativamente. Una configurazione con due gusci fondenti è instabile e in questa fase il materiale stellare può diventare mescolato o della materia può essere espulsa nello spazio in modo simile a ciò che accade nelle nebulose planetarie.

Le stelle pulsanti termiche AGB continuano la loro fase finchè la pressione di radiazione non conduce l' espulsione completa degli strati centrali per formare la nebulosa planetaria. Giganti di piccola massa o intermedia (M≤8M_⊙) non sono mai abbastanza calde per fondere il carbonio nel nucleo e quindi rimangono nana bianca a carbone-ossigeno.

LA FINE DELLA FASE DELLE GIGANTI. Dopo la fine della fusione dell'elio l'evoluzione della della stella cambia carattere. Ciò accade perchè la scala dei tempi nucleare al centro diventa breve rispetto alla scala dei tempi termica degli strati esterni. In secondo luogo l'energia rilasciata nelle reazioni nucleari sarà portata lontata dai neutrini invece di essere depositata al centro. In conseguenza se le reazioni termonucleari seguono lo stesso modello della fusione dell'idrogeno e poi dell'elio, la stella nel suo insieme non ha il tempo di reagire immediatamente.

Nelle stelle con masse di circa 10M_⊙ sia il carbone che l'ossigeno saranno fusi in modo esplosivo come accade con l'elio nelle stelle di massa piccola: vi sono allora i flash di carbonio o ossigeno. Ma questi sono molto più potenti del flash dell'elio e possono portare all'eplosione della stella come supernova.


Per ancora più grandi masse il nucleo rimane non-degenere e la fusione inizierà in modo non catastrofico quando il nucleo inizia a contrarsi e diventa più caldo. Prima fonde il carbonio e successivamente fondono l'ossigeno e il silicio. Quando ogni combustibile nucleare si è esaurito al centro, la fusione continua nel guscio. Alla fine la stella consisterà di una sequenza di strati che differiscono in composizione, nelle stelle massicce di 15M_⊙ tutte tendono al ferro. La parte centrale delle stelle più massicce con masse più grandi di 15M_⊙ fondono tutte in direzione del ⁵⁶Fe. Tutte le sorgenti nucleari di energia saranno allora completamente esaurite. La struttura di una stella di 30M_⊙ in questo stadio è illustrata schematicamente in figura. La stella è fatta con una serie di zone concentriche in cui è fuso in successione ²⁸Si, ¹⁶O, ¹²C, ⁴He e ¹H. Tuttavia questo è uno stato instabile perchè la fine delle reazioni nucleari nel nucleo significa che la pressione centrale viene a mancare e il nucleo collassa gravitazionalmente. Alcuna dell'energia rilasciata nel collasso è utilizzate per dissociare il ferro prima in elio e poi in protoni e neutroni. Questo processo velocizza ulteriormente il collasso come la dissociazione delle molecole velocizza il collasso delle protostelle. Il collasso avviene nella scala dei tempi dinamica e nel nucleo denso stellare è solo una frazione di secondo. La parte esterna collasserà anche ma più lentamente. In conseguenza la temperatura cresce negli strati che contengono conbustibile nucleare non fuso. Allora questo fonde in modo esplosivo riolasciando un immenso ammontare di energia in pochi secondi principalmente in foma di neutrini.

Lo stadio finale dell'evoluzione stellare può essere descritto come una implosione del nucleo, che è brevemente fermata ogni volta che una nuova sorgente di combustibile nucleare diventa utilizzabile per la fusione. É ancora un problema aperto quanto esattamene l'energia rilasciata in questo colasso è trasformata nella distruzione dell'intera stella e nell'esplusione degli strati esterni. Ed è ancora non chiaro se ciò che rimane diventa una stella di neutroni o un buco nero.

Sebbene il meccqanismo esatto non è ancora ben capito, il punto finale dell'evoluzione delle stelle più massiccie di circa di 8M_⊙ è che gli strati esterni esplodono in supernova. Nel nucleo centrale denso i protoni e gli elettroni si combinano per formare neutroni. Il nucleo consisterà alla fine quasi interamente di neutroni che diventano degeneri a causa dell'alta densità. La pressione della degenerazione dei neutroni ferma il collasso di una piccola massa del nucleo. Tuttavia se la massa del nucleo è grande abbastanza si può, probabilmente, formare un buco nero.