Gigante rossa: differenze tra le versioni
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Ho rimosso il paragrafo "Quest'ultima teoria potrebbe valere nel caso in cui per la Terra le maree e dunque gli oceani continuassero ad esistere..." perché l'esistenza degli oceani terrestri è ininfluente per le maree che la Terra causerebbe sulla superficie del Sole divenuto gigante. Ciò al più riguarderebbe le forze di marea tra Terra e Luna, e il suo allontanamento. Inoltre, non si può dire a priori che l'effetto di marea sul Sole sia trascurabile per il rallentamento del moto della Terra. |
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Sebbene tutte le giganti rosse si trovino nelle fasi finali della loro evoluzione, esse si possono suddividere in base alla loro posizione sul [[Diagramma Hertzsprung-Russell|diagramma H-R]], che corrisponde al preciso stadio evolutivo da esse raggiunto. La maggior parte di esse si trova nella parte finale del [[ramo delle giganti rosse]], dove si collocano stelle che presentano un [[struttura stellare|nucleo]] [[Materia degenere|degenere]] di [[elio]] e nella quali la [[Fusione nucleare|fusione dell'idrogeno]] avviene in un guscio che circonda il nucleo. Le giganti rosse che invece fondono l'elio in [[carbonio]] tramite il [[processo tre alfa]] si collocano nella parte più fredda del [[ramo orizzontale]]. Infine nel [[ramo asintotico delle giganti]] sono collocate le stelle che fondono l'elio in carbonio in un guscio disposto intorno a un nucleo di carbonio degenerato e l'idrogeno in elio in un guscio esterno al primo<ref name=zeilik>{{cita libro | cognome=Zeilik | nome=Michael A. |cognome2=Gregory |nome2=Stephan A. | titolo=Introductory Astronomy & Astrophysics | edizione=4 | anno=1998 | editore=Saunders College Publishing | isbn=0-03-006228-4 | pp=321–322 }}</ref>.
La stella gigante rossa più vicina è {{STL|Gamma|Cru}}, distante {{M|88|ul=anni luce}}<ref>{{cita web
== Caratteristiche fisiche ==
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L'espansione della stella è ancora maggiore di quella che avviene nel ramo delle giganti rosse e la sua luminosità, di conseguenza, più elevata<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Luminosities of carbon-rich asymptotic giant branch stars in the Milky Way |autore=R. Guandalini, S. Cristallo |rivista=Astronomy & Astrophysics |anno=2013 |volume=555 |pp=id.A120 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013A%26A...555A.120G |doi=
10.1051/0004-6361/201321225 |accesso=1º gennaio 2016}}</ref>. Si riforma in superficie una zona convettiva che porta in superficie i materiali presenti nelle zone profonde della stella. Si ha quindi un secondo dragaggio, che essendo la zone convettiva più ampia di quella precedente tanto da raggiungere il nucleo stellare, porta in superficie i prodotti del processo tre-alfa e del [[Processo S|processo-s]] arricchendola in tal modo di elio, carbonio ed altri metalli<ref>{{cita pubblicazione |titolo=On the third dredge-up phenomenon in asymptotic giant branch stars |autore=N. Mowlavi |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=1999 |volume=344 |pp=617-631 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999A&A...344..617M |accesso=11 dicembre 2015}}</ref>. Di conseguenza, la maggior parte delle stelle in questa fase evolutiva diventano [[Stella al carbonio|stelle al carbonio]]<ref>{{cita web
La perdita di massa causata dal [[vento stellare]], trascurabile nelle fasi precedenti, si fa durante questa fase consistente a causa delle ragguardevoli dimensioni raggiunte dalla stella che fanno sì che le zone superficiali siano solo debolmente legate gravitazionalmente. Le stelle del ramo asintotico perdono massa tramite lenti venti stellari ({{TA|5-30 km/s}}) al ritmo di {{M|1|e=−8|ul=masse solari}} all'anno<ref name=Pettini/>.
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{{vedi anche|Nebulosa protoplanetaria}}
[[File:NGC6543.jpg|thumb|left|La [[Nebulosa Occhio di Gatto]], una nota [[nebulosa planetaria]].]]
Le stelle con massa iniziale inferiore a {{M|8|ul=masse solari}} non raggiungono mai nei loro nuclei condizioni di [[densità]] e temperatura sufficienti a innescare la [[Processo di fusione del carbonio|fusione del carbonio]]<ref>{{cita web |url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/star_intro.html |titolo=The natures of the stars |autore=Jim Kaler |sito=Stars |editore=University of Illinois |accesso=2 gennaio 2015}}</ref>. Invece, verso la fine della loro permanenza nel ramo asintotico delle giganti, queste stelle diventano sempre più instabili e vanno incontro a pulsazioni molto ampie nelle quali perdono quantità sempre maggiori di materiale<ref>{{cita web
Le stelle con massa compresa fra 0,3 e {{M|0,5|ul=masse solari}}<ref name=Fagotto/> sono abbastanza massicce per diventare delle giganti ma non in modo sufficiente per innescare la fusione dell'elio<ref name=endms/>. Quando fuoriescono dalla sequenza principale a causa della scarsità di idrogeno nei loro nuclei, queste stelle aumentano le loro dimensioni e la loro luminosità, ma il nucleo non raggiunge mai le condizioni di densità e temperatura atte a innescare il flash dell'elio. Esse ascendono quindi il ramo delle giganti rosse ma a un certo punto rilasciano gli strati superficiali, come fanno le giganti del ramo asintotico, e diventano delle nane bianche<ref name=Fagotto/>.
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