La sequenza Principale
Quando una stella nel suo nucleo inizia la fusione dell’idrogeno nell’elio si trova nella
Zero Age Main Sequence (ZAMS) cioè nella sequenza principale di età zero sul diagramma HR .
La ZAMS
A causa della loro diversa struttura interna, le stelle di diversa massa permangono nella sequenza principale per tempi molto diversi:
A causa di queste differenze il cammino all’interno della sequenza principale di queste stelle è diverso :
Il camminoall'interno della sequanza principaleProfili di abbondanza
L’abbondanza X dell’idrogeno è stata posta in grafico in funzione della frazione di massa in un certo istante della vita della stella nella sequenza principale.
La linea blu corrisponde ad una massa della stella maggiore di 1.2M¤: è possibile osservare come l’abbondanza di idrogeno nel nucleo convettivo è uniforme a causa del mescolamento.
La linea rossa corrisponde ad una massa della stella minore di 1.2M¤ dove l’abbondanza dell’idrogeno decresce andando verso il centro.
Tempi di permanenza nella sequenza principale
Già conoscete che le stelle giganti hanno tempi di vita più brevi che le stelle più piccole:
Con questa relazione una stella di 40 M¤ tipo O rimarrà nella sequenza principale per solo 1 milione di anni. D’altro canto stelle di tipo M con massa di 0,2 M¤ vivranno molto più a lungo, circa 560 miliardi di anni!).
Il bruciamento dell’idrogeno in una shell di esterna
Al termine della permanenza nella sequenza principale l’idrogeno inizia a fondere in uno strato attorno al nucleo di elio.
Senza la produzione centrale di energia il nucleo si contrae sotto la spinta della propria gravità. L’energia gravitazionale dovuta alla contrazione e l’energia del bruciamento dell’idrogeno nello strato sovrastante il nucleo provocherà l’espansione dell’inviluppo esterno e lo raffredderà facendo calare la temperatura efficace. La stella si sposta verso destra nel diagramma HR.
L'evoluzione delle stelle di piccola massa: la fase RGB*
A questo punto dell’evoluzione ci sono importanti differenze tra le stelle di massa inferire a 2.2M
solee quelle di massa superiore. Discutiamo ora il caso delle stelle di piccola massa. Per stelle di massa inferiore a 2.2M
soleil nucleo inizia a contrarsi e a crescere in massa e densità fino a quando la materia diventa degenere. Quando il nucleo diventa degenere l’aumento della temperatura non provoca espansione. Questo aumenta significativamente il tasso di fusione dell’idrogeno nello strato attorno al nucleo provocando un’enorme espansione dell’inviluppo. Allora la stella si muove nel diagramma HR verso l’alto (crescita della luminosità) e a sinistra (decrescita di T
eff) lungo il percorso chiamato Red Giant Branch (RGB).
Equazione di stato della materia degenere
Mentre la legge dei gas perfetti costituisce una buona approssimazione per i gas presenti nella maggior parte delle regioni stellari, ci sono alcune condizioni sotto le quali ciò non è più vero.
Per la grande densità presente nei nuclei delle giganti rosse, nelle nane bianche e nelle stelle di neutroni, per esempio, il gas diventa degenere. In termini di equazione di stato significa che la pressione è indipendente dalla temperatura.
Alle densità estreme di questi casi, gli elettroni sono così vicini da rendere impossibile ogni ulteriore compressione a causa degli effetti quantomeccanici:
Ad alte densità gli elettroni a tutti i livelli di energia hanno occupato tutte le regioni possibili dello spazio, un’ulteriore compressione violerà il principio di Pauli.
Quindi gli elettroni non possono avvicinarsi e producono una forte pressione che resiste ad ogni contrazione . Questa è chiamata pressione degenere elettronica.
L’ equazione di stato che descrive lo stato della materia in questa forma è:
Questo ha una conseguenza molto importante per le stelle vicine al termine della loro vita, per esempio, per i nuclei della giganti rosse (e anche supernovae, nane bianche e stelle di neutroni).
Il primo Dredge-Up
Mentre la stella risale lungo il ramo RGB il nucleo si riscalda, il raggio cresce e l’inviluppo si raffredda. In tali condizioni l’inviluppo esterno diventa convettivo.
Con l’evoluzione nel ramo RGB la convezione si estende all’interno fino agli strati più profondi della stella raggiungendo le regioni dove le reazioni nucleari stanno avendo luogo.
I nuovi elementi sintetizzati dal bruciamento dell’idrogeno sono trascinati e trasportati verso l’esterno producendo un cambiamento fondamentale nella composizione degli strati esterni. Questo processo è chiamato “primo dredge-up” e il suo risultato può essere osservato negli spettri stellari.
Il flash dell’elio
Il nucleo degenere potrebbe scaldarsi abbastanza da attivare il processo triple-alpha e l’energia rilasciata dal processo triple-alpha riscalderà ancor di più il nucleo.
Finché il nucleo non potrà espandersi non potrà raffreddarsi, questo favorirà temperature più alte che incrementeranno il tasso della reazione triple-alfa, la quale produrrà maggior energia ed aumenterà notevolmente la temperatura … questo innescherà una corsa nel processo che rilascerà una quantità enorme di energia: il flash dell’elio. Il flash dell’elio dura solo pochi secondi rilasciando una quantità notevole di energia nel nucleo della stella pari a 10
11L
sole! Non è comunque possibile vedere il flash dell’elio. La maggior parte dell’energia rilasciata durante il flash è utilizzata a rimuovere la degenerazione del nucleo, permettendogli di espandersi di nuovo.
Il ramo orizzontale
Dall’espansione e dal raffreddamento del nucleo l’energia generata nella shell si riduce e la luminosità della stella decresce.
Questo fenomeno favorisce la contrazione dell’inviluppo e la crescita della temperatura efficace.
Fate attenzione che la traccia evolutiva del ramo orizzontale non è orizzontale! La stella si sposta molto rapidamente dal massimo del RGB fino al ramo orizzontale dove ci passa circa 100 milioni di anni mantenendo la stessa posizione sul diagramma HR. Il nome ramo orizzontale deriva dallo studio e dal diagramma HR degli ammassi stellari, infatti le stelle di massa diversa sono sparpagliate orizzontalmente nel diagramma HR durante questa fase della loro vita. In questa fase l’
4He viene fuso in
12C e il nucleo si modifica. Quando è stata prodotta una quantità sufficiente di
12C si produrrà anche
16O.
L'evoluzione delle stelle di grande massa: la fase AGB senza flash dell'elio
Nelle stelle di massa maggiore di 2.2M
Solesi avrà ancora l’ascesa lungo il ramo RGB con una fase di bruciamento dell’idrogeno, il loro nucleo si contrarrà e l’inviluppo esterno subirà un’espansione
In questo caso il nucleo non è abbastanza denso per diventare degenere. Ciò significa che l’innesco della fusione dell’elio nel nucleo può avvenire moderatamente (non c’è un flash dell’elio).
Come nelle stelle di piccola massa, la salita della stella lungo il ramo RGB l’inviluppo convettivo si espande anche verso l’interno, causando il primo dredge up.
Non appena la fusione dell’elio si innesca dolcemente nel nucleo, la stella lascia il ramo RGB mentre l’elio continua a fonde ed un nucleo di carbonio ed ossigeno cresce.
Durante il bruciamento dell’elio la stella percorre nel diagramma HR un cammino chiamato ciclo blu.
Il ramo AGB
Abbiamo visto come le stelle di massa maggiore e minore di 2.2 M¤evolvano in modo diverso fino alla produzione di un nucleo di ossigeno e carbonio.
La successiva fase evolutiva, chiamata Asymptotic Giant Branch (AGB), cioè ramo asintotico delle giganti è qualitativamente la stessa per tutte le stelle con massia maggiore o minore di 2.2 M
Sole.
La prima fase AGB: la ripresa della fusione dell'idrogeno
All’esaurimento dell’elio nel nucleo la stella inizia il bruciamento dell’elio in uno strato attorno al nucleo di carbonio e ossigeno e il bruciamento dell’idrogeno in uno strato ancor più esterno. Quando il nucleo inerte si contrae rilascia la sua energia gravitazionale favorendo un tasso maggiore delle reazioni di fusione dell’elio e causando l’espansione ed il raffreddamento degli strati più esterni.
La stella si muove verso l’alto e a destra nel diagramma HR percorrendo un tratto accanto al ramo RGB chiamato Asymptotic Giant Branch.
Non appena gli strati esterni alla regione di fusione dell’elio si espandono e si raffreddano, l’energia generata nella shell di fusione dell’idrogeno decresce: la shell di fusione dell’idrogeno diventa dormiente.
Come nella fase del primo dredge-up, questa espansione combinata con il raffreddamento degli strati esterni fa si che l’inviluppo diventi convettivo e il confine di questa regione procede verso gli strati interni.
Quando la convezione raggiunge gli strati più profondi mescola il materiale da questi strati ala superficie, questo è chiamato il secondo dredge-up.
Poiché nella prima fase AGB la shell di bruciamento dell’idrogeno è dormiente, tutta la luminosità della stella proviene dalla shell di bruciamento dell’elio.
Al termine del secondo dredge-up, quando l’inviluppo stellare si contrae di nuovo, la shell di bruciamento dell’idrogeno s’innesca di nuovo a causa dell’aumento della temperatura in questo strato.
Allora la stella ha due strati attivi, per altro molto vicini tra loro. Questa situazione è instabile e porterà a cambiamenti drammatici.
la seconda fase AGB: gli impulsi termici
Alla fine della prima fase AGB la regione di fusione dell’elio e la regione di fusione dell’idrogeno sono sottili e vicine, la forte dipendenza dalla temperatura delle reazioni di fusione dell’elio, rende la situazione termicamente instabile.
Durante la parte finale della discesa lungo il ramo AGB il bruciamento dell’idrogeno e dell’elio si trasforma in un processo chiamato pulsazioni termiche.
Nelle stelle massicce (quelle con massa maggiore di 8 M
sole) la temperatura nel nucleo è sufficientemente alta per innescare la fusione del carbonio prima degli impulsi termici evitando il loro passaggio per questa fase!
Queste sono le caratteristiche delle pulsazioni termiche:
1. La shell di fusione dell’idrogeno favorisce la formazione di una shell di elio sottostante, fino a quando ...
2. La shell dell’elio ha temperatura e pressione sufficienti ad innescare la fusione dell’elio, e poi ...
3. l’energia prodotta fa espandere e raffreddare le shell esterne della stella, così …
4. La fusione dell’idrogeno cessa e l’elio viene bruciato troppo lentamente, così la stella si contrae fino quando la shell dell’idrogeno ha sufficiente pressione e temperature per ricominciare la fusione e poi …
Questo è un quadro base di ciò che succede, ad esempio le regioni convettive hanno un meccanismo importante nel meccanismo degli impulsi termici.
L’instabilità termica cresce durante la fase AGB e la l’energia prodotta dallo strato d’elio cresce ad ogni impulso successivo.
Il grafico (per una stella di 5M
sole) mostra l’energia generata dalla shell di elio e la sua crescita ad ogni successivo impulso fino al raggiungimento di 10
8 L
Sole.
Il periodo di ogni pulsazione dipende dalla massa della stella, con le stelle massicce che hanno periodi di pulsazione più brevi . Per esempio una stella di 0.6 M
Soleha un periodo di pulsazione di centinaia di migliaia di anni, mentre una stella di 5 M
Sole ha un periodo di pulsazione di poche migliaia di anni.
Nucleo di Carbonio e Ossigeno
Un nucleo di carbonio e ossigeno viene creato dai processi di fusione dell’elio.
Potremo studiare l’evoluzione della composizione chimica della stella, Il profilo dell’elio, del carbonio e dell’ossigeno ci possono dare importanti informazioni sulla quantità di ossigeno e carbonio prodotte ad ogni impulso.
Il terzo Dredge-up
A causa della crescita dell’ampiezza degli impulsi, l’espansione della stella diventa notevole e l’inviluppo convettivo incorpora regioni sempre più profonde. L’inviluppo convettivo può raggiungere anche la shell di fusione dell’idrogeno.
Inoltre durante un impulso viene rilasciata molta più energia di quella trasportabile radiativamente e si crea una intershell convettiva tra le due sell di fusione dell’idrogeno e dell’elio.
La combinazione di questi due effetti produce il terzo dredge up: l’intershell convettiva porta il
12C fino alla shell dell’idrogeno e successivamente l’inviluppo convettivo lo porta in superficie.
Nucleosintesi
La maggior parte dei nuclei che popolano l’universo sono prodotti nella fase AGB.
Gli impulsi termici sono i principali fenomeni di nucleosintesi ma i nuclei pesanti sono generati in fenomeni chiamati Hot Bottom Burning (HBB), che avvengono nelle stelle molto massicce.
Discutiamo prima la nucleosintesi durante gli impulsi termici:
il processo s
La formazione dei nuclei pesanti durante gli impulsi termici avviene con il processo s, si tratta di un particolare tipo di cattura neutronica:
Se tale reazione avviene lentamente (ciò significa tempi di dimezzamento piuttosto lunghi) se confrontata al decadimento beta, allora la cattura neutronica viene chiamata processo lento o processo s.
Allora come può avvenire tutto ciò nelle stelle del ramo AGB? Da dove provengono i neutroni coinvolti nel processo s?
La prima fase della reazione coinvolge dell’idrogeno dell’inviluppo che viene miscelato nell’intershell.
Questo può avvenire immediatamente dopo il dredge-up, quando l’inviluppo convettivo e l’intershell si fondono:
L’intershell è ricca di He e
12C, allora quando l’idrogeno finisce in questa regione può reagire con il
12C producendo
13C.
Il
13C sarà quindi la sorgente di neutroni necessari al processo s.
I neutroni vengono prodotti quando il 13C interagisce con l’abbondante
4He nell’intershell:
In queste condizioni il processo s può avvenire: i neutroni vengono catturati dal Ferro e da altri nuclei pesanti per produrre nuclei ancora più pesanti:
Per esempio:
56Fe -
57Fe -
58Fe -
59Fe, seguiti da
59Fe -
59Co (con decadimento beta). Questo processo produce elementi pesanti fino al
208Pb e al
209Bi. I nuovi elementi prodotti saranno portati in superficie stellare al prossimo impulso.
La fase di Hot Bottom Burning
Questo è un fenomeno che avviene nelle stelle di massa superiore a 4 o 5 M
Sole, in queste stelle lo strato interno dell’inviluppo convettivo penetra nella parte più esterna dello strato di idrogeno.
La temperatura nella parte inferiore dell’inviluppo convettivo può essere anche molto elevata (~10
8 K), in queste condizioni la fusione dell’idrogeno e i fenomeni di nucleosintesi possono avvenire nell’inviluppo convettivo stesso!
Il
7Li viene prodotto all’interno delle stelle del ramo AGB per mezzo del hot bottom burning e del meccanismo di trasporto del berillio di Cameron-Fowler.
Il processo di Hot Bottom Burning permetterà anche la fusione dell’idrogeno per mezzo del ciclo CNO, che procede con la conversione
12C nel
13C e 14N.
Si ricordi che ad ogni impulso termico l’inviluppo esterno viene arricchito di
12C , che produrrà “una stella al carbonio”. Invece quando avviene l’ HBB il
12C trasportato nell’inviluppo convettivo sarà trasformato in
14N e la stella non apparirà come stella al carbonio.
Questo grafico mostra l’abbondanza superficiale del
12C, è evidente la decrescita dell’abbondanza superficiale del
12C dopo l’avvio del HBB e contemporaneamente la crescita dell’abbondanza superficiale di
14N e
13C.
L'arricchimento del mezzo interstellare e l'evoluzione post AGB
La varietà di nuclei prodotti durante la fase AGB verrà rilasciata nel mezzo interstellare durante le successive fasi evolutive della stella per mezzo di impetuosi venti stellari e i gusci in espansione tipici delle nebulose planetarie.
L’evoluzione di una stella dopo la fase AGB sarà drammaticamente diversa per stelle di massa diversa. Abbiamo visto come si produce un nucleo di carbonio e ossigeno durante la fase AGB, tutto quello che avverrà successivamente a questa fase dipende dalla massa del nucleo, in particolare dalla capacità di questa massa di innescare ulteriori reazioni nucleari …
La stella diventa instabile durante il suo percorso lungo il ramo AGB a causa degli impulsi termici di ampiezza sempre maggiore, nel frattempo cresce sempre di più il nucleo di carbonio e ossigeno.
Ora consideriamo l’evoluzione di una stella della zero-age-main-sequence ZAMS (sequenza principale di età zero) con massa inferiore a 4 M
Sole. In queste stelle il nucleo di carbonio e ossigeno non è sufficientemente massiccio da innescare ulteriori reazioni di fusione nucleare. Il prodotto finale di queste stelle è una nana bianca, vediamo allora come evolvono le stelle in questa fase.
L'espulsione della massa
Durante la fase AGB la stella subisce una sostanziale perdita di massa dovuta agli impulsi termici e ai venti stellari.
L’inviluppo stellare si espande di oltre 70 volte se confrontato rispetto a quello di gigante e supergigante rossa e il materiale superficiale diventa sempre meno legato alla stella contribuendo a far crescere notevolmente il tasso di perdita di massa.
La stella di piccola massa lascia il ramo AGB espellendo l’inviluppo convettivo come nebulosa planetaria dopo alcuni impulsi termici, si muoverà a sinistra lungo il diagramma HR mantenendo costante la luminosità ed aumentando la temperatura.
La nebulosa Omega nel Sagittario è un classico esempio di regione HII
Le nebulose Laguna e Trifida sono altre regioni HII, si tratta di regioni di formazione stellare. La Nebulosa trifica presenta una emissione anche azzurrina imputabile ad un altro fenomeno e delle bande scure che descriveremo in seguito 
La nebulosa Velo nel Cigno è invece il resto di una supernova, l'emissione blu e verde è dovutra alla presenza di gas di azoto e ossigeno
Il compresso delle nebulose Nordamerica e Pellicano sono regioni HII immerse in immense nubi di polvere
L'emissione della nebulosa di gamma cygni è dovuta alla stella centrale che ionizza gli atomi di Idrogeno
Anche la grande nebulosa di Orione, visibile ad occhio nudo, deve la sua luminosità a stelle giganti blu. Si tratta del sistema trapezio visibile al centro e costituito da stelle così luminose in grado da ionizzare ed eccitare l'intera nebulosa.
e la nebulosa IC1975 accanto alla splendida M42 nella costellazione di Orione
