Ramo delle giganti rosse
Ilramo delle giganti rosse(obraccio delle giganti rosseoRGB,acronimo inglese diRed Giant Branch) è quella regione deldiagramma H-Roccupata da stelle di piccolamassa(sotto 2,5 massesolari) che si trovano nella fase dibruciamentod'idrogenonell'inviluppo esterno al nucleo centrale. Si tratta di uno stadio che segue lasequenza principaleper le stelle di massa medio-bassa.
Le stelle che si trovano in questa regione sono dettegiganti rosse.Sono stelle che hanno un nucleo interno dieliocircondato da un guscio di idrogeno che si fonde attraverso ilciclo CNO.Le giganti rosse appartengono alle classi K e M, e sono più molto grandi e più luminose delle stelle di sequenza principale alla stessa temperatura.
Scoperta
[modifica|modifica wikitesto]Le giganti rosse furono scoperte agli inizi del XX secolo quando l'utilizzo deldiagramma Hertzsprung-Russellaveva evidenziato che c'erano due distinti tipi di stelle fredde con dimensioni molto differenti: lestelle nane,oggi chiamate stelle disequenza principale,e lestelle giganti.[1][2]
La terminologia "ramo delle giganti rosse" entrò nell'uso tra gli anni del 1940 e 1950, anche se inizialmente solo come una dizione generica per riferirsi alla regione delle giganti rosse del diagramma Hertzsprung-Russell. Anche se già negli anni 1940 erano state comprese le basi del tempo di permanenza nella sequenza principale, seguito dalla fase di contrazione termodinamica anana bianca,i dettagli interni dei vari tipi di stelle giganti non erano ancora conosciuti.[3]
Nel1968,venne introdotta la terminologia "ramo asintotico delle giganti"(AGB) per indicare un ramo di stelle più luminose del gruppo delle giganti rosse, più instabili e in genere di dimensioni maggiori distelle variabilicomeMira.[4]
Già in precedenza si era osservata una biforcazione nel ramo delle giganti, ma non era chiaro a cosa fosse correlata.[5]
Nel corso degli anni 1970 si comprese che la regione delle giganti rosse era costituita dallesubgiganti,dalle RGB, dalramo orizzontalee dalle AGB; anche la loro evoluzione in queste regioni fu chiarita.[6]
Nel 1967 il ramo delle giganti rosse fu chiamato "primo ramo delle giganti", per distinguerlo dal secondo ramo o "ramo asintotico delle giganti";[7]questa terminologia è tuttora utilizzata.[8]
L'astrofisicaè arrivata a una buona modellizzazione dei processi interni che danno luogo alle diverse fasi di vita successiva alla sequenza principale per le stelle di massa moderata,[9]migliorando il grado di complessità e di precisione.[10]I risultati della ricerca sulle RGB vengono ora utilizzati come base di ricerca per altre aree.[11]
Evoluzione nel ramo delle giganti
[modifica|modifica wikitesto]Quando una stella esaurisce l'idrogeno, che è stato il suo combustibile durante la fase disequenza principale,se ha massa sufficientemente alta va incontro ad una fase di contrazione che porta latemperaturacentrale ad aumentare fino all'innesco della combustione di idrogeno che circonda il nucleo dielio. Se invece la massa è inferiore a circa 2,5 masse solari, la contrazione del nucleo viene ostacolata dallapressionedeglielettroni degeneri,quindi l'innesco della fase di H shell viene ritardata.
Inizia così una fase in cui l'idrogeno viene bruciato in una shell (e va ad accrescere la massa del nucleo di elio) mentre la stella percorre la suatraccia di Hayashiversoluminositàsempre più alte. Quando il nucleo di elio raggiunge le 0,5 masse solari l'innesco delle reazioni di fusione dell'elio incarboniodiventa inevitabile, ma avvenendo in un ambiente degenere esso non comporta un aumento della pressione (che è sostanzialmente determinata dagli elettroni degeneri, non dalla radiazione) bensì soltanto della temperatura, la quale a sua volta determina la crescita di efficienza delle reazioni nucleari. Il processo continua finché localmente non si raggiungono le condizioni per rimuovere la degenerazione; a quel punto il nucleo si espande e controbilancia il processo. Questa particolare fase in cui la fusione dell'elio avviene in ambiente degenere è dettaflash dell'elio.
Si noti che un nucleo degenere, nonostante possa contenere più della metà della massa dell'intera stella, resta sempre di dimensioni ridottissime: le stelle giganti rosse sono quindi caratterizzate da un esteso e tenue inviluppo ricco di idrogeno che circonda un nucleo molto piccolo e massiccio. Infine, è doveroso sottolineare che se una stella ha massa totale inferiore a 0,5 masse solari, non potrà mai innescare la fusione dell'elio: gli astri di questo tipo concluderanno la loro evoluzione raffreddandosi sotto forma dinane bianchedi elio.
Ulteriori caratteristiche del Ramo delle giganti
[modifica|modifica wikitesto]A causa della forte espansione degli strati esterni della stella laconvezionepuò affondare fino a coinvolgere una frazione consistente della massa (fenomeno del primodredge-up). Nel frattempo la shell di idrogeno si sposta verso l'esterno perché il combustibile al centro si esaurisce progressivamente. Se le combustioni nucleari raggiungono il limite della convezione esse incontrano una discontinuità nell'abbondanza dell'idrogeno, e la stella reagisce con una lieve diminuzione di luminosità prima di riprendere la salita lungo la traccia. C'è dunque una zona ristretta del ramo delle giganti che viene percorso ben tre volte: dobbiamo dunque aspettarci neidiagrammi colore-magnitudineun'anomala sovrabbondanza di stelle in questa regione, che per tale motivo è dettaRed Giant Bump. Si noti infine che abbiamo sempre parlato ditraccia di Hayashi,ma una Gigante Rossa non è una struttura totalmente convettiva, quindi la sua traccia sarà solo approssimativamente assimilabile a quella di Hayashi.
Note
[modifica|modifica wikitesto]- ^W. S. Adams, A. H. Joy, G. Stromberg e C. G. Burwell,The parallaxes of 1646 stars derived by the spectroscopic method,inAstrophysical Journal,vol. 53, 1921, pp. 13,Bibcode:1921ApJ....53...13A,DOI:10.1086/142584.
- ^R. J. Trumpler,Spectral Types in Open Clusters,inPublications of the Astronomical Society of the Pacific,vol. 37, n. 220, 1925, pp. 307,Bibcode:1925PASP...37..307T,DOI:10.1086/123509.
- ^G. Gamow,Physical Possibilities of Stellar Evolution,inPhysical Review,vol. 55, n. 8, 1939, pp. 718–725,Bibcode:1939PhRv...55..718G,DOI:10.1103/PhysRev.55.718.
- ^Allan Sandage, Basil Katem e Jerome Kristian,An Indication of Gaps in the Giant Branch of the Globular Cluster M15,inAstrophysical Journal volume=153,1968, pp. L129,Bibcode:1968ApJ...153L.129S,DOI:10.1086/180237.
- ^Halton C. Arp, William A. Baum e Allan R. Sandage,The color-magnitude diagram of the globular cluster M 92,inAstronomical Journal,vol. 58, 1953, p. 4,Bibcode:1953AJ.....58....4A,DOI:10.1086/106800.
- ^S. E. Strom, K. M. Strom, R. T. Rood e I. Iben,On the Evolutionary Status of Stars above the Horizontal Branch in Globular Clusters,inAstronomy and Astrophysics,vol. 8, 1970, pp. 243,Bibcode:1970A&A.....8..243S.
- ^Icko Iben,Stellar Evolution Within and off the Main Sequence,inAnnual Review of Astronomy and Astrophysics,vol. 5, 1967, pp. 571–626,Bibcode:1967ARA&A...5..571I,DOI:10.1146/annurev.aa.05.090167.003035.
- ^Onno R. Pols, Klaus-Peter Schröder, Jarrod R. Hurley, Christopher A. Tout e Peter P. Eggleton,Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 298, n. 2, 1998, pp. 525,Bibcode:1998MNRAS.298..525P,DOI:10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x.
- ^E. Vassiliadis e P. R. Wood,Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss,inAstrophysical Journal,vol. 413, 1993, pp. 641,Bibcode:1993ApJ...413..641V,DOI:10.1086/173033.
- ^P. Marigo, L. Girardi, A. Bressan, M. A. T. Groenewegen, L. Silva e G. L. Granato,Evolution of asymptotic giant branch stars,inAstronomy and Astrophysics,vol. 482, n. 3, 2008, pp. 883–905,Bibcode:2008A&A...482..883M,DOI:10.1051/0004-6361:20078467,arXiv:0711.4922.
- ^Luca Rizzi, R. Brent Tully, Dmitry Makarov, Lidia Makarova, Andrew E. Dolphin, Shoko Sakai e Edward J. Shaya,Tip of the Red Giant Branch Distances. II. Zero-Point Calibration,inThe Astrophysical Journal,vol. 661, n. 2, 2007, pp. 815–829,Bibcode:2007ApJ...661..815R,DOI:10.1086/516566,arXiv:astro-ph/0701518.
