Ramo asintotico delle giganti: differenze tra le versioni

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==Stelle super-AGB==
Le stelle AGB più massicce presentano proprietà interessanti, tanto da essere classificate a parte come stelle super-AGB. Esse hanno masse iniziali comprese fra ≈8&nbsp;M<sub>☉</sub> e ≈10&nbsp;M<sub>☉</sub>. Il limite inferiore è dato dalla massa sotto la quale non si verifica la [[Processo di fusione del carbonio|fusione del carbonio]] in [[magnesio]], [[neon]] e [[ossigeno]] e altri elementi pesanti nelle ultime fasi dell'evoluzione stellare. Le stelle con massa di 8-10&nbsp;M<sub>☉</sub> fondono invece il carbonio e sviluppano un nucleo [[Materia degenere|degenere]] di magnesio, neon e ossigeno. Il limite superiore è invece rappresentato dalle stelle abbastanza massicce da iniziare a [[Processo di fusione dell'ossigeno|fondere l'ossigeno]] in condizioni non ancora degeneri. Tale processo porta ultimamentealla fine alla creazione di un nucleo di [[ferro]] e al suo collasso.<ref>{{cita pubblicazione|autore=|nome=L.|cognome=Siess|anno=2006|titolo=Evolution of massive AGB stars|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=448|numero=2|pp=717-729|accesso=28 novembre 2018|doi=10.1051/0004-6361:20053043|bibcode=2006A&A...448..717S|url=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2006/11/aa3043-05/aa3043-05.html}}</ref><ref name="Doherty">{{cita pubblicazione|autore=|nome=C.|cognome=Doherty|anno=2017|titolo=Super-AGB Stars and their Role as Electron Capture Supernova Progenitors|rivista=Publications of the Astronomical Society of Australia|volume=34|numero=|pp=id.e056|lingua=en|accesso=28 novembre 2018|doi=10.1017/pasa.2017.52|bibcode=2017PASA...34...56D|url=https://www.cambridge.org/core/journals/publications-of-the-astronomical-society-of-australia/article/superagb-stars-and-their-role-as-electron-capture-supernova-progenitors/E41F4EB711EA089A9AE90234575660D6|etal=si}}</ref>
 
Nelle stelle super-AGB il secondo dredge-up è più efficiente rispetto alle AGB meno massicce perché la zona convettiva penetra più a fondo, all'interno del guscio di elio, e "corrode" parzialmente il nucleo stellare portando in superficie grandi quantità di [[Isotopi del carbonio#Carbonio-12|<sup>12</sup>C]], [[Ossigeno#Isotopi|<sup>16</sup>O]] e [[Ossigeno#Isotopi|<sup>18</sup>O]]. L'efficienza del secondo dredge-up causa la diminuzione della massa totale del nucleo, che rimanendo così sotto il [[limite di Chandrasekhar]], non collassa.<ref name="Doherty" /> Nello stadio TP-AGB invece le stelle super-AGB sperimentano impulsi terminitermici più frequenti (ogni 10-1000&nbsp;anni), ma meno intensi di quelli che si osservano nelle stelle AGB meno massicce. Ciò è dovuto al fatto che, avendo il nucleo delle stelle super-AGB temperature più elevate (350-430&nbsp;milioni di K), il guscio di elio si forma più velocemente e si accende in tempi più rapidi rispetto a quanto accade nelle stelle con massa minore. Di conseguenza, il terzo dredge-up è meno efficiente che nelle stelle meno massicce.<ref name="Doherty" />
 
Il destino finale delle stelle super-AGB è incerto: esse possono terminare la sualoro esistenza in [[supernova]]e a [[cattura elettronica]] oppure terminare come [[nana bianca#Al limite tra stelle medie e massicce (8-10 M☉): nane O-Ne-Mg|nane bianche all'ossigeno, neon e magnesio]].<ref name="eldridge">{{cita pubblicazione|autore=|anno=2004|titolo=Exploring the divisions and overlap between AGB and super-AGB stars and supernovae|rivista=Memorie della Società Astronomica Italiana|volume=75|numero=|pp=694|lingua=en|accesso=3 dicembre 2018|bibcode=2004MmSAI..75..694E|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004MmSAI..75..694E|nome2=C. A.|cognome2=Tout|cognome1=Eldridge|nome1=J. J.}}</ref> In breve, il meccanismo di innesco delle supernovae a cattura elettronica è il seguente: il nucleo degenere di ossigeno, neon e magnesio è sostenuto dalla pressione degli [[Elettrone degenerato|elettroni degeneri]]. A densità sufficientemente alte ({{M|4|e=12|-|kg/m3}}<ref name="Nomoto">{{Cita conferenza | autore=K. Nomoto "et al."|titolo=Electron-capture supernovae of super-asymptotic giant branch stars and the Crabsupernova 1054 |data=2013 | conferenza=Origin of Matter and Evolution of Galaxies, Tsukuba, Japan, 18-21 novembre 2016| organizzazione=American Institute of Physics |editore=AIP Conference Proceedings |pp=258-265 |DOI=10.1063/1.4874079 |url=https://aip.scitation.org/doi/abs/10.1063/1.4874079 |lingua=en |accesso=3 dicembre 2018 }}</ref>), i protoni degli atomi di magnesio catturano un elettrone, trasformandosi in neutroni ed emettendo un [[neutrino]]. Questo produce una diminuzione della pressione degli elettroni degeneri che non sono più in grado di fermare il collasso del nucleo. Quale dei due canali evolutivi (supernova oppure nana bianca) la stella super-AGB seguirà dipende da una molteplicità di fattori, che non sono ancora del tutto chiari. La probabilità che una stella AGB concluda la propria esistenza in una supernova piuttosto che in una nana bianca aumenta con la massa stellare iniziale, diminuisce nelle stelle ad alta [[metallicità]] e nelle stelle in cui il terzo dredge-up è più efficiente e quindi sottrae massa al nucleo stellare, impedendogli di raggiungere le condizioni di densità tali da innescare il collasso. Inoltre, diminuisce nelle stelle in cui il vento stellare è particolarmente intenso e produce perdite di massa considerevoli durante la fase TP-AGB: se la perdita di massa è elevata, la crescita del nucleo non sarà sufficiente a innescare il collasso.<ref name="Doherty" /><ref name="eldridge" />
 
Le stelle super-AGB sono oggetti molto luminosi, con superfici stellari fredde (2500-4000&nbsp;K) e di dimensioni imponenti (1000&nbsp;[[raggio solare|R<sub>☉</sub>]]). Ciò le rende quasi indistinguibili dalle poco più massicce [[supergigante rossa|supergiganti rosse]] e ciò complica notevolmente il loro studio.<ref name="Doherty" />