In questa lezione, vedremo in dettaglio l’evoluzione delle stelle dopo la Sequenza Principale.
Analizzeremo:
Nella fase delle Sub-Giganti (SGB), cresce il nucleo di elio inerte e isotermo lasciato dalla fusione dell’idrogeno nelle fase di ZAMS. L’idrogeno continua a bruciare in una shell scio sferica circostante il nucleo. Quando viene raggiunto il limite di Schönberg-Chandrasekhar (cira il 15% della massa totale), il nucleo comincia a collassare su tempi scala di Kelvin-Helmholtz.
Un nucleo che collassa rilascia energia gravitazionale in un breve lasso di tempo, causando l’espansione ed il raffreddamento dell’involucro.
Domanda: motivare la precedente affermazione. Si tenga presente il processo di feed-back che garantisce l’equilibrio in fase di ZAMS e si veda se questo processo continua a esistere. Il guscio di idrogeno si assottiglia e produce ancora più energia. Questa fase dura circa anni.
Lungo il Ramo delle Giganti Rosse (Red Giant Branch: RGB), mentre l’involucro si raffredda, l’opacità aumenta. La stella raggiunge quindi la traccia di Hayashi, ossia una condizione nella quale un efficiente trasporto di energia per convezione porta a una luminosità crescente a temperatura costante. Questa fase dura circa anni.
L’energia generata nel guscio sferico di idrogeno aumenta mentre il collasso prosegue. Questa energia viene parzialmente assorbita dalla involucro, che si espande e si raffredda. La maggiore opacità crea una zona superficiale convettiva, che si estende nelle regioni interne e porta in superficie materiale prodotto dai processi di fusione. Questa fase viene detta “dredge-up“, ossia dragaggio.
Come risultato, i prodotti di fusione sono mescolati agli strati esterni dell’atmosfera stellare e possono essere rivelati nello spettro della stella.
Una volta che la temperatura e la densità nel centro hanno raggiunto un livello abbastanza sufficiente, può verificarsi il processo di fusione nucleare triplo-alfa.
Il nucleo si espande, spingendo il guscio sferico dove avveniva la fusione dell’idrogeno, e la luminosità totale diminuisce.
Le stelle di massa minore hanno nuclei fortemente degeneri (gas di elettroni). Invece che a produrre l’espansione del nucleo, l’energia prodotta dall’accensione dell’elio serve a rimuovere parzialmente la degenerazione,. Il rilascio di energia è esplosiva: esso genera una luminosità pari a circa , per un periodo di pochi secondi.
Questa energia viene assorbita dall’involucro esterno e assorbita dall’inviluppo, e può portare alla perdita di massa.
Il Ramo Orizzontale è uno stadio dell’evoluzione stellare che segue immediatamente quello delle Giganti Rosse.
Il processo di fusione He → C → O avviene nel nucleo. Intanto l’idrogeno brucia in un guscio sferico. La temperatura efficace aumenta.
La dipendenza del processo triplo-alfa dalla temperatura induce un nucleo convettivo. Questa fase è analoga quella della Sequenza Principale, ma dura solo circa anni.
Mentre la temperatura aumenta, la stella attraversa la cosiddetta striscia di instabilità (dinamica). Questo fatto comporta l’apparizione di una modulazione periodica nella luminosità: la stella pulsa con peridi che possono variare da poche ore ad un paio di mesi.
Il fenomeno è importantissimo perché permette una verifica della teoria e offre altresì uno strumento per misurare le distanze (relazione Periodo-Luminosità delle Cefeidi).
La striscia di instabilità è una porzione del diagramma Hertzsprung-Russell che raggruppa le stelle variabili pulsanti. Di questa categoria fanno parte le variabili RR Lyrae, Cefeidi, W Virginis, ZZ Ceti, RV Tauri, δ Scuti, SX Phoenicis, e le stelle Ap (classe A peculiari per vai dell’eccesso di alcuni metalli) a breve periodo.
Analogamente a quanto accade lungo la traccia evolutiva subito dopo che la stella ha lasciato la Sequenza Principale, ora il nucleo si contrae, mentre l’involucro si espande e si raffredda La stella attraversa nuovamente un striscia di instabilità.
La fusione dell’elio si innesca in un guscio sferico intorno a un nucleo di carbonio e ossigeno. Anche in questo caso, l’involucro si espande e si raffredda, diventando convettivo e provocando una secondo evento di “dredge-up“.
L’elio nel nucleo si esaurisce rapidamente. Si forma un nucleo inerte di carbonio e ossigeno. Si forma un guscio di elio in fusione (come lungo il ramo delle Subgiganti). Il guscio di idrogeno si espande, si raffredda e si spegne.
Il Ramo Asintotico delle Giganti (Asymptotic Giant Branch, AGB) è caratterizzato da due fasi distinte: il Ramo Asintotico Iniziale (Early Asymptotic Giant Branch, E-AGB), e una fase caratterizzata dai cosiddetti pulsi termici (TP-AGB).
Durante la fase E-AGB la principale fonte di energia è data dalla fusione dell’elio nel guscio intorno a un nucleo costituito principalmente di carbonio e ossigeno. Il guscio di idrogeno è quasi inattivo.
Durante questa fase la stella si gonfia fino a proporzioni gigantesche per diventare nuovamente una gigante rossa. Il raggio della stella può raggiungere la scala dell’unità astronomica ().
Mentre l’involucro si raffredda, raggiunge la traccia di Hayashi e piega (nel diagramma HR) verso l’alto. Questo è il Ramo Gigante Asintotico (AGB).
In questa fase, la struttura interna è caratterizzata da un nucleo centrale e inerte di carbonio e ossigeno, un guscio in cui l’elio è in fase di fusione per formare carbonio (helium burning), un altro guscio in cui l’idrogeno è in fase di fusione per formare elio, e un involucro esteso la cui composizione è simile alle stelle di Sequenza Principale.
2. Grandezze osservabili: luminosità e distanza delle stelle
3. Grandezze osservabili: gli spettri
6. La struttura delle stelle - Parte Prima
7. Struttura delle stelle - Parte Seconda
8. Struttura delle stelle - Parte terza
9. Profondità ottica e trasferimento radiativo
10. I processi nucleari nelle stelle
12. Il Sole
15. Evoluzione stellare post-sequenza principale
16. Evoluzione post Sequenza Principale - Parte Seconda
18. Il destino delle stelle massive: le supernovae
19. Le nane bianche
21. I buchi neri