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Ramo delle giganti rosse

In astronomia col termine ramo delle giganti rosse (o braccio delle giganti rosse o RGB acronimo inglese di Red giant Branch) ci si riferisce a quella regione del diagramma H-R occupata da stelle di piccola massa (sotto 2,5 masse solari) che si trovano nella fase di bruciamento d'idrogeno nell'inviluppo esterno al nucleo centrale. Le stelle che si trovano in questa regione sono dette giganti rosse.

Evoluzione nel ramo delle gigantiModifica

Quando una stella esaurisce l'idrogeno, che è stato il suo combustibile durante la fase di sequenza principale, se ha massa sufficientemente alta va incontro ad una fase di contrazione che porta la temperatura centrale ad aumentare fino all'innesco della combustione di idrogeno che circonda il nucleo di elio. Se invece la massa è inferiore a circa 2,5 masse solari, la contrazione del nucleo viene ostacolata dalla pressione degli elettroni 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 sua traccia di Hayashi verso luminosità sempre più alte. Quando il nucleo di elio raggiunge le 0,5 masse solari l'innesco delle reazioni di fusione dell'elio in carbonio diventa 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 detta flash 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 di nane bianche di elio.

Ulteriori caratteristiche del Ramo delle gigantiModifica

A causa della forte espansione degli strati esterni della stella la convezione può affondare fino a coinvolgere una frazione consistente della massa (fenomeno del primo dredge-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 nei diagrammi colore-magnitudine un'anomala sovrabbondanza di stelle in questa regione, che per tale motivo è detta Red Giant Bump. Si noti infine che abbiamo sempre parlato di traccia di Hayashi, ma una Gigante Rossa non è una struttura totalmente convettiva, quindi la sua traccia sarà solo approssimativamente assimilabile a quella di Hayashi.