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Massimo Capaccioli » 15.Evoluzione stellare post-sequenza principale


Contenuto della lezione

In questa lezione, vedremo in dettaglio l’evoluzione delle stelle dopo la Sequenza Principale.

Analizzeremo:

  • la fase delle sub-giganti;
  • il ramo delle giganti;
  • il flash dell’elio;
  • il cosidetto Ramo Orrizzontale;
  • la fase AGB.

Ramo delle Sub-Giganti

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 2\times 10^6 anni.

Il ramo delle subgiganti nel diagramma L-T per stelle di una massa solari.

Il ramo delle subgiganti nel diagramma L-T per stelle di una massa solari.

Il ramo delle subgiganti nel diagramma L-T per stelle di 5 masse solari.

Il ramo delle subgiganti nel diagramma L-T per stelle di 5 masse solari.


Ramo delle Riganti Rosse

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 0.5\times 10^6 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.

Posizione del ramo delle giganti per stelle di 5 masse solari, nel diagramma LT.

Posizione del ramo delle giganti per stelle di 5 masse solari, nel diagramma LT.

Il “dredge-up” nell’evoluzione delle stelle massive. Fonte: M. Capaccioli.

Il “dredge-up” nell'evoluzione delle stelle massive. Fonte: M. Capaccioli.


Accensione dell’elio

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.

Posizione nel diagramma L-T della fase di accensione dell’ello, per stelle di 5 masse solari.

Posizione nel diagramma L-T della fase di accensione dell'ello, per stelle di 5 masse solari.


Flash dell’elio

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 10^{11} \, L_{\odot}, per un periodo di pochi secondi.

Questa energia viene assorbita dall’involucro esterno e assorbita dall’inviluppo, e può portare alla perdita di massa.

Posizione della fase RGB nel digramma L-T. Fonte M. Capaccioli.

Posizione della fase RGB nel digramma L-T. Fonte M. Capaccioli.


Ramo Orizzontale

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 10^7 anni.

Struttura tipica di una stella durante la fase del ramo orizzontale.

Struttura tipica di una stella durante la fase del ramo orizzontale.

Ramo orizzontale nel diagramma L-T per stelle di 5 masse solari.

Ramo orizzontale nel diagramma L-T per stelle di 5 masse solari.


Ramo Orizzontale: la fusione dell’elio

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.

La striscia di instabilità è una porzione del diagramma Hertzsprung-Russell . Fonte: M. Capacciol.

La striscia di instabilità è una porzione del diagramma Hertzsprung-Russell . Fonte: M. Capacciol.


Variabili RR Lyare in Messier 3

Posizione di alcune variabili RR Lyrae nell’ammasso globulare M3. Fonte: ESO

Posizione di alcune variabili RR Lyrae nell'ammasso globulare M3. Fonte: ESO


Fusione dell’elio: Ramo Orizzontale

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 striscia di instabilità nel diagramma HR.

La striscia di instabilità nel diagramma HR.


Il secondo “dredge-up”

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“.

 

Il secondo evento di “dredge-up” nel diagramma HR.

Il secondo evento di “dredge-up” nel diagramma HR.


Fusione dell’elio: Ramo Orizzontale

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.

 

Inizio e fine del ramo orizzontale. Fonte: M. Capaccioli.

Inizio e fine del ramo orizzontale. Fonte: M. Capaccioli.


Prima fase del Ramo Asintotico delle Giganti

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 (\sim 20 R_{\odot}).

 

Struttura interna nella fase del Ramo Asintotico delle Giganti. Fonte: ESO

Struttura interna nella fase del Ramo Asintotico delle Giganti. Fonte: ESO


Ramo asintotico delle giganti

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.

V838 Monocerotis

V838 Monocerotis è una stella nella fase AGB, prossima al termine della sua esistenza. Fonte: NASA

V838 Monocerotis è una stella nella fase AGB, prossima al termine della sua esistenza. Fonte: NASA


Sommario

Sintesi dettagliata delle fasi evolutive successive alla Sequenza Principale, nel diagramma H-R. Fonte: M. Capaccioli.

Sintesi dettagliata delle fasi evolutive successive alla Sequenza Principale, nel diagramma H-R. Fonte: M. Capaccioli.


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