Ramo asintotico delle giganti: differenze tra le versioni
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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|-|masse 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.
In molti casi, si assiste a una improvvisa riaccensione del guscio di elio quando la stella ha raggiunto la zona blu del diagramma H-R o addirittura quando si sta avvicinando alla zona delle nane bianche. Nel primo caso si parla di "impulso termico tardivo" (in inglese: ''late termal pulse''), nel secondo caso di "impulso termico
{{cita conferenza|titolo=The final helium flash object V4334 Sgr (Sakurai's Object) - an overview|conferenza=Observational aspects of pulsating B and A stars|autore=|data=|città=San Francisco|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ASPC..256..237D|lingua=en|accesso=26 novembre 2018|cognome=Duerbeck|nome=H. W.|anno=2002|organizzazione=C. Sterken, D. W. Kurtz|pp=237–248|editore=Astronomical Society of the Pacific|bibcode=2002ASPC..256..237D|isbn=1-58381-096-X}}</ref> L'impulso termico in entrambi i casi fa risalire l'elio in superficie e mischia idrogeno residuo con il sottostante guscio di elio. L'idrogeno viene consumato mediante processi di [[Processo p|cattura protonica]] da parte degli atomi di carbonio. Inizialmente, l'impulso fa impennare sia la luminosità che la temperatura superficiale della stella, che può raggiungere i 50.000 K.<ref name="Lawlor"/> In questa fase, molto breve, l'astro, avendo una atmosfera ad alta temperatura, carente di idrogeno e ricca di elio, ed essendo circondato dai gas espulsi durante la fase AGB-TP, presenta uno [[Spettro elettromagnetico|spettro]] simile a quello delle [[Stella di Wolf-Rayet|stelle di Wolf-Rayet]].<ref name=aerts_et_al2009>{{cita libro |cognome1=Aerts |nome1=C. |cognome2=Christensen-Dalsgaard |nome2=J. |cognome3=Kurtz |nome3=D. W. |pp=37–38 |titolo=Asteroseismology |anno=2010 |editore=Springer|isbn=978-1-4020-5178-4}}</ref>
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