Ramo asintotico delle giganti: differenze tra le versioni

[[File:Evolutionary track 5m.svg|thumb|right|upright=1.0|Una stella della massa di {{M|5|-|MSmasse solari}} si muove verso l'AGB dopo il blue loop, all'esaurimento dell'elio nel suo nucleo]]

|accesso=10 gennaio 2017}}</ref> Quando la temperatura del nucleo raggiunge i {{M|1|e=8|-|K}}, inizia il processo di [[Processo tre alfa|fusione dell'elio]], che porta a una diminuzione della luminosità della stella e a un aumento della sua temperatura superficiale, sicché l'astro si muove verso l'angolo inferiore sinistro del diagramma H-R. La stella entra così a far parte del [[ramo orizzontale]], se di [[Popolazioni stellari|popolazione II]], o del [[red clump]], se di [[Popolazioni stellari|popolazione I]]. Se la stella ha una massa superiore a {{M|2|-|MSmasse solari}} compie invece il cosiddetto ''blue loop'' (occhiello blu).<ref name=vassiliadis/>

L'evoluzione di una stella all'interno dell'AGB può essere distinta in due stadi. Nel primo stadio, chiamato E-AGB (dall'inglese ''Early Asymtotic Giant Branch''), la principale fonte di energia è costituita dalla fusione dell'elio in carbonio ed ossigeno nel guscio che circonda il nucleo degenere. Ciò è dovuto al fatto che la stella conserva ancora grosse quantità di elio non consumate durante la permanenza nel ramo orizzontale. Sebbene in questo stadio la fusione dell'idrogeno in elio nel guscio superiore sia presente nelle stelle di massa inferiore a {{M|4|-|MSmasse solari}}, essa contribuisce in maniera minore alla produzione di energia rispetto alla fusione dell'elio. Nella fase E-AGB, in una stella di massa simile a quella del [[Sole]], il nucleo degenere di carbonio ed elio costituisce circa la metà della massa della stella, ma occupa un volume molto piccolo, paragonabile a quello di una [[nana bianca]]. Il raggio di tale nucleo è quindi nell'ordine di qualche migliaio di km. I gusci di elio e idrogeno in cui avvengono le reazioni nucleari costituiscono circa il 5% della massa totale della stella e occupano anch'essi una frazione molto piccola del volume stellare. L'inviluppo della stella, costituito soprattutto da idrogeno, che avvolge i due gusci costituisce poco meno della metà della sua massa, ma occupa buona parte del suo volume.<ref name=Lattanziowood>{{cita libro | autore=John C. Lattanzio |autore2=Peter R. Wood |curatore=Harm J. Habing |curatore2=Hans Olofsson | titolo=Asymptotic Giant Branch Stars | editore=Springer | città=New York | anno=2004 |ISBN=9781441918437 |capitolo=Evolution, Nucleosynthesis, and Pulsation of AGB Stars |pp=23-104| DOI=10.1007/978-1-4757-3876-6 }}</ref>

[[File:Evolution on the TP-AGB.png|thumb|right|upright=1.5|Evoluzione di una stella di {{M|2|-|MSmasse solari}} nella fase TP-AGB]]

Di solito, si distinguono tre episodi di dredge-up. Il primo si verifica durante la permanenza della stella nel ramo delle gigante rosse. Il secondo si verifica nella fase E-AGB, ma solo per le stelle con massa superiore a {{M|4|-|MSmasse solari}}. In tali stelle, inizialmente il guscio di elio produce grandi quantità di energia che lo fanno espandere e raffreddare, causando l'estinzione del sovrastante guscio attivo di idrogeno. Di fatto, questo oblitera la distinzione fra il guscio di idrogeno e l'inviluppo convettivo, permettendo ai [[Convezione|moti convettivi]] di penetrare quasi fino al guscio di elio e di portare in superficie i prodotti del [[ciclo CNO]], in particolare [[azoto|¹⁴N]].<ref name=Langer>{{cita web |url=https://astro.uni-bonn.de/~nlanger/siu_web/ssescript/new/chapter10.pdf |titolo=Late evolution of low- and intermediate-mass stars |autore=Norbert Langer |editore=Universität Bonn |accesso=18 aprile 2017}}</ref>

Il terzo dredge-up assume caratteristiche differenti per le stelle con massa superiore a {{M|5|-|MSmasse solari}}. Esse sviluppano temperature del nucleo tali da innescare la fusione dell'idrogeno alla base dell'inviluppo convettivo durante gli impulsi termici. Questo fenomeno è chiamato in inglese ''[[Hot Burning Bottom]]'' (HBB), letteralmente ''fondo caldo che brucia''. Questo ha due conseguenze: 1) un incremento della luminosità superficiale, che rompe la relazione massa del nucleo-luminosità 2) l'affiorare in superficie di altri materiali, diversi da quelli osservabili nelle stelle di massa inferiore. Si tratta essenzialmente dei materiali prodotti dalla fusione dell'idrogeno che si avvicina al nucleo trasportato dai moti convettivi. In particolare si tratta in particolare di [[azoto|¹⁴N]] ma anche di [[litio|⁷Li]], [[sodio|²³Na]], [[magnesio|^25,26Mg]]. L'effetto è che durante la fase finale di TP-AGB la stella non diviene una stella al carbonio, ma una stella in cui è l'azoto a dominare nella sua superficie stellare.<ref name=Langer />

Le perdite di massa più ingenti avvengono durante le ultime fasi dell'evoluzione delle stelle AGB, nella quale possono raggiunge tassi nell'ordine di {{M|1|e=−5|-|MSmasse solari}}-{{M|1|e=−4|-|MSmasse solari}} all'anno,<ref name=Martin>{{cita libro | autore=Martin A. T. Groenewegen |autore2=Paula Marigo |curatore=Harm J. Habing |curatore2=Hans Olofsson | titolo=Asymptotic Giant Branch Stars | editore=Springer | città=New York | anno=2004 |ISBN=9781441918437 |capitolo=Synthetic AGB Evolution |pp=105-149| DOI=10.1007/978-1-4757-3876-6 }}</ref> tanto che una stella arrivare a perdere fino al 50-70% della sua massa durante la fase AGB.<ref name="wood">{{cita pubblicazione|autore=|nome=P. R.|cognome=Wood|anno=2004|titolo=Long Secondary Periods in Pulsating Asymptotic Giant Branch Stars: An Investigation of Their Origin|rivista=The Astrophysical Journal|volume=604|numero=2|pp=800-816|accesso=19 aprile 2017|doi=10.1086/382123|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...604..800W|nome2=E. A.|cognome2=Olivier|nome3=S. D.|cognome3=Kawaler}}</ref>

Le perdite di massa durante la fase AGB sono anche la principale causa, assieme ai dredge-up, del mancato innesco del nucleo di carbonio nelle stelle di massa inferiore a {{M|8|-|MSmasse solari}}. Sarebbe sufficiente per queste stelle produrre un nucleo di carbonio avente una massa superiore a quella del [[limite di Chandrasekhar]] (circa {{M|1,4|-|MSmasse solari}}) perché questo collassi. Ma nonostante la massa di una stella di {{M|8|-|MSmasse solari}} sia molto più elevata di questo limite, essa perde così tanta massa a causa del vento stellare che questo limite non viene mai raggiunto.<ref name=Langer />

Circa un quarto delle stelle post-AGB va incontro a quella che può essere definita una "nuova nascita". Quando, a causa dell'imponente perdita di massa nell'ultima fase dell'evoluzione AGB, l'involucro di idrogeno si assottiglia riducendosi sotto la massa critica di {{M|1|e=−3|-|MSmasse solari}}<ref name="Lawlor">{{cita pubblicazione|autore=|anno=2003|titolo=Sakurai's Object, V605 Aquilae, and FG Sagittae: An Evolutionary Sequence Revealed|rivista=The Astrophysical Journal|volume=583|numero=2|pp=913-922|accesso=2 giugno 2018|doi=10.1086/345411|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...583..913L|nome2=J.McDonald|nome1=T.M. Lawlor}}</ref>, esso mette sempre più a nudo il sottostante guscio di elio. Essendo questo più caldo, la temperatura superficiale della stella aumenta. La stella percorre quindi orizzontalmente il diagramma H-R spostandosi verso sinistra, nell'area delle stelle blu. Questa fase è tuttavia molto breve perché l'ulteriore assottigliamento dello strato superficiale di idrogeno causa il suo spegnimento. Non più alimentata dalle reazioni nucleari, la stella comincia a raffreddarsi e a percorrere verticalmente verso il basso il diagramma H-R nella direzione della zona delle nane bianche.