Ramo asintotico delle giganti: differenze tra le versioni
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Ne risulta che innescano la fusione del carbonio le stelle con nuclei maggiori di 1,1 <math>M_\odot</math>, valore difficilmente raggiunto da stelle di massa totale minore di 8 <math>M_\odot</math>. Tutte queste stelle lasciano dunque il ramo asintotico quando hanno consumato o espulso la maggior parte del combustibile esterno, raffreddandosi come [[nana bianca|nane bianche]] di carbonio e ossigeno<ref name=Diodati/>.
Stelle fra 8 e 10 <math>M_\odot</math> invece riescono ad innescare il carbonio<ref>{{cita libro|titolo=Stellar Evolution and Nucleosynthesis|autore=Sean G. Ryan, Andrew J. Norton|anno=2010|editore=Cambridge University Press|pagina=135|isbn=0521133203}}</ref>, ma vanno incontro ad una fase di instabilità che le conduce all'esplosione o alla [[Processo S|neutronizzazione]]<ref>{{cita libro|titolo=Universo da capogiro: Fenomeni estremi nel cosmo|autore=Bryan Gaensler|editore=[[Edizioni Dedalo]]|anno=2014|pagina=200|isbn=8822068505}}</ref>.
== Perdite di massa ==
Durante la fase di AGB le stelle subiscono consistenti fenomeni di perdita di massa, i quali hanno un ruolo importante nell'arricchimento del [[mezzo interstellare]]; diminuiscono i tempi evolutivi (sottraendo combustibile alle due shell) e le masse finali dei nuclei di carbonio e ossigeno.
In particolare sono attribuibili a questa fase evolutiva le [[Nebulosa protoplanetaria|nebulose protoplanetarie]] di breve durata che tendono ad evolversi in [[Nebulosa planetaria|nebulose planetarie]]<ref>{{Cita pubblicazione | cognome = Kastner| nome = J. H.| titolo = Near-death Transformation: Mass Ejection in Planetary Nebulae and Protoplanetary Nebulae | rivista = American Astronomical Society Meeting 206, #28.04; Bulletin of the American Astronomical Society| anno = 2005 | volume = 37 | pagine = 469 | url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2005AAS...206.2804K}}</ref>.
==Note==
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