Ramo gigante rosso - Red-giant branch

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Diagramma di Hertzsprung – Russell per l' ammasso globulare M5 . Le piste ramo rosso-gigante rispetto al piano orizzontale sottile ramo subgigante verso l'alto a destra, con un certo numero di stelle più luminose RGB evidenziati in rosso.

Il ramo gigante rosso (RGB), a volte chiamato il primo ramo gigante, è la porzione del ramo gigante prima che si verifichi l'accensione dell'elio nel corso dell'evoluzione stellare . È uno stadio che segue la sequenza principale per le stelle di massa da bassa a intermedia. Le stelle con rami di gigante rossa hanno un nucleo di elio inerte circondato da un guscio di idrogeno che si fonde tramite il ciclo CNO . Sono stelle di classe K e M molto più grandi e più luminose delle stelle di sequenza principale della stessa temperatura.

Scoperta

Le stelle più luminose negli ammassi globulari come NGC 288 sono giganti rosse

Le giganti rosse furono identificate all'inizio del XX secolo, quando l'uso del diagramma Hertzsprung-Russell rese chiaro che c'erano due tipi distinti di stelle fredde con dimensioni molto diverse: nane, ora formalmente note come sequenza principale ; e giganti .

Il termine ramo della gigante rossa è entrato in uso negli anni Quaranta e Cinquanta, sebbene inizialmente solo come termine generico per riferirsi alla regione delle giganti rosse del diagramma Hertzsprung-Russell. Sebbene la base di una durata della sequenza principale termonucleare, seguita da una fase di contrazione termodinamica a una nana bianca, fosse stata compresa nel 1940, i dettagli interni dei vari tipi di stelle giganti non erano noti.

Nel 1968, il nome asymptotic giant branch (AGB) è stato utilizzato per un ramo di stelle un po 'più luminoso della maggior parte delle giganti rosse e stelle variabili più instabili, spesso di grande ampiezza come Mira . Le osservazioni di un ramo gigante biforcato erano state fatte anni prima, ma non era chiaro come le diverse sequenze fossero correlate. Nel 1970, la regione delle giganti rosse era ben compresa come composta da sottogiganti , lo stesso RGB, il ramo orizzontale e l'AGB, e lo stato evolutivo delle stelle in queste regioni era ampiamente compreso. Il ramo della gigante rossa è stato descritto come il primo ramo gigante nel 1967, per distinguerlo dal secondo ramo gigante o asintotico, e questa terminologia è ancora usata frequentemente oggi.

La fisica stellare moderna ha modellato i processi interni che producono le diverse fasi della vita post-sequenza principale di stelle di massa moderata, con complessità e precisione sempre maggiori. I risultati della ricerca RGB vengono essi stessi utilizzati come base per la ricerca in altre aree.

Evoluzione

Tracce evolutive per stelle di diverse masse:
  • i 0,6  M brano Mostra il RGB e si arresta il lampo di elio .
  • la traccia 1  M mostra un ramo subgigante breve ma di lunga durata e l'RGB al flash di elio.
  • la traccia 2  M mostra il ramo subgiant e RGB, con un loop blu appena rilevabile sull'AGB .
  • la traccia 5  M mostra un ramo subgigante lungo ma molto breve, un breve RGB e un loop blu esteso.

Quando una stella con una massa da circa 0,4  M ( massa solare ) a 12  M (8  M per stelle a bassa metallicità) esaurisce il suo nucleo di idrogeno, entra in una fase di combustione del guscio di idrogeno durante la quale diventa una gigante rossa, più grande e più fresco rispetto alla sequenza principale. Durante la combustione del guscio di idrogeno, l'interno della stella attraversa diverse fasi distinte che si riflettono nell'aspetto esteriore. Gli stadi evolutivi variano a seconda principalmente della massa della stella, ma anche della sua metallicità .

Fase subgigante

Dopo che una stella della sequenza principale ha esaurito il suo nucleo di idrogeno, inizia a fondere l'idrogeno in uno spesso guscio attorno a un nucleo costituito principalmente da elio. La massa del nucleo di elio è inferiore al limite di Schönberg – Chandrasekhar ed è in equilibrio termico , e la stella è una subgigante . Qualsiasi produzione di energia aggiuntiva dalla fusione del guscio viene consumata nel gonfiare l'involucro e la stella si raffredda ma non aumenta di luminosità.

La fusione dell'idrogeno del guscio continua nelle stelle di massa approssimativamente solare fino a quando il nucleo di elio non aumenta di massa sufficientemente da degenerare . Il nucleo quindi si restringe, si riscalda e sviluppa un forte gradiente di temperatura. Il guscio di idrogeno, fondendosi tramite il ciclo CNO sensibile alla temperatura , aumenta notevolmente il suo tasso di produzione di energia e le stelle sono considerate ai piedi del ramo della gigante rossa. Per una stella della stessa massa del sole, ci vogliono circa 2 miliardi di anni dal momento in cui l'idrogeno si è esaurito nel nucleo.

I subgiganti più di circa 2  M raggiungono il limite di Schönberg – Chandrasekhar relativamente rapidamente prima che il nucleo diventi degenerato. Il nucleo sostiene ancora il proprio peso termodinamicamente con l'aiuto dell'energia del guscio di idrogeno, ma non è più in equilibrio termico. Si restringe e si riscalda facendo sì che il guscio di idrogeno diventi più sottile e l'involucro stellare si gonfia. Questa combinazione diminuisce la luminosità quando la stella si raffredda verso i piedi dell'RGB. Prima che il nucleo degeneri, l'involucro esterno di idrogeno diventa opaco, il che fa sì che la stella smetta di raffreddarsi, aumenta la velocità di fusione nel guscio e la stella è entrata nell'RGB. In queste stelle, la fase subgigante si verifica entro pochi milioni di anni, causando un apparente divario nel diagramma di Hertzsprung-Russell tra le stelle di sequenza principale di tipo B e le RGB viste in giovani ammassi aperti come Praesepe . Questo è il gap di Hertzsprung ed è in realtà scarsamente popolato di stelle subgiganti che evolvono rapidamente verso le giganti rosse, in contrasto con il ramo subgigante di piccola massa e densamente popolato che si vede negli ammassi più vecchi come ω Centauri .

Ascendente del ramo della gigante rossa

Le stelle simili al sole hanno un nucleo degenerato sul ramo della gigante rossa e ascendono fino alla punta prima di iniziare la fusione con l'elio del nucleo con un lampo.
Le stelle più massicce del sole non hanno un nucleo degenere e lasciano il ramo della gigante rossa prima della punta quando il loro nucleo si accende senza lampi.

Le stelle ai piedi del ramo della gigante rossa hanno tutte una temperatura simile intorno a 5.000 K, corrispondente a un tipo spettrale da precoce a medio K. La loro luminosità varia da poche volte la luminosità del sole per le giganti rosse meno massicce a diverse migliaia di volte più luminose per stelle intorno a 8  M .

Poiché i loro gusci di idrogeno continuano a produrre più elio, i nuclei delle stelle RGB aumentano di massa e temperatura. Questo fa sì che il guscio di idrogeno si fonda più rapidamente. Le stelle diventano più luminose, più grandi e un po 'più fredde. Sono descritti come ascendenti dell'RGB.

Durante l'ascesa dell'RGB, ci sono una serie di eventi interni che producono caratteristiche esterne osservabili. L'involucro convettivo esterno diventa sempre più profondo man mano che la stella cresce e la produzione di energia del guscio aumenta. Alla fine raggiunge una profondità tale da portare i prodotti della fusione in superficie dal nucleo precedentemente convettivo, noto come il primo dragaggio . Questo cambia l'abbondanza superficiale di elio, carbonio, azoto e ossigeno. È possibile rilevare un notevole raggruppamento di stelle in un punto dell'RGB ed è noto come bump RGB. È causato da una discontinuità nell'abbondanza di idrogeno lasciata dalla profonda convezione. La produzione di energia della shell diminuisce temporaneamente a questa discontinuità, bloccando efficacemente l'ascesa dell'RGB e causando un eccesso di stelle in quel punto.

Punta del ramo della gigante rossa

Per le stelle con un nucleo di elio degenere, c'è un limite a questa crescita di dimensioni e luminosità, noto come la punta del ramo della gigante rossa , dove il nucleo raggiunge una temperatura sufficiente per iniziare la fusione. Tutte le stelle che raggiungono questo punto hanno una massa del nucleo di elio identica di quasi 0,5  M e luminosità e temperatura stellari molto simili. Queste stelle luminose sono state utilizzate come indicatori di distanza delle candele standard. Visivamente, la punta del ramo della gigante rossa si presenta a una magnitudine assoluta −3 e temperature intorno a 3.000 K a metallicità solare, più vicine a 4.000 K a metallicità molto bassa. I modelli prevedono una luminosità sulla punta di 2000–2500  L , a seconda della metallicità. Nella ricerca moderna, le magnitudini infrarosse sono più comunemente usate.

Lasciando il ramo della gigante rossa

Un nucleo degenerato inizia la fusione in modo esplosivo in un evento noto come il flash di elio , ma esternamente c'è poco segno immediato di esso. L'energia viene consumata per sollevare la degenerazione nel nucleo. La stella nel suo complesso diventa meno luminosa e più calda e migra verso il ramo orizzontale. Tutti i nuclei di elio degenerati hanno approssimativamente la stessa massa, indipendentemente dalla massa stellare totale, quindi la luminosità della fusione dell'elio sul ramo orizzontale è la stessa. La fusione del guscio di idrogeno può far variare la luminosità stellare totale, ma per la maggior parte delle stelle con una metallicità quasi solare, la temperatura e la luminosità sono molto simili all'estremità fredda del ramo orizzontale. Queste stelle formano il gruppo rosso a circa 5.000 K e 50  L . Inviluppi di idrogeno meno massicci fanno sì che le stelle assumano una posizione più calda e meno luminosa sul ramo orizzontale, e questo effetto si verifica più facilmente a bassa metallicità in modo che i vecchi ammassi poveri di metalli mostrano i rami orizzontali più pronunciati.

Stelle inizialmente più massicce di 2  M hanno nuclei di elio non degenere sul ramo della gigante rossa. Queste stelle diventano abbastanza calde per iniziare la fusione tripla alfa prima che raggiungano la punta del ramo della gigante rossa e prima che il nucleo degeneri. Quindi lasciano il ramo della gigante rossa ed eseguono un ciclo blu prima di tornare per unirsi al ramo gigante asintotico. Stelle solo un po 'più massicce di 2  M eseguono un loop blu appena percettibile a poche centinaia di L prima di continuare sull'AGB appena distinguibile dalla loro posizione di ramo di gigante rossa. Stelle più massicce eseguono loop blu estesi che possono raggiungere 10.000 K o più a luminosità di migliaia di  L . Queste stelle attraverseranno la striscia di instabilità più di una volta e pulseranno come variabili Cefeidi di Tipo I (classiche) .

Proprietà

La tabella seguente mostra le durate tipiche della sequenza principale (MS), del ramo subgigante (SB) e del ramo della gigante rossa (RGB), per stelle con masse iniziali diverse, tutte a metallicità solare (Z = 0,02). Sono mostrati anche la massa del nucleo di elio, la temperatura effettiva della superficie, il raggio e la luminosità all'inizio e alla fine dell'RGB per ciascuna stella. La fine del ramo della gigante rossa è definita quando si verifica l'accensione del nucleo dell'elio.

Massa
( M )
MS (GYrs) Hook (MYrs) SB (MYrs) RGB
(MYrs)
Piedino RGB
Fine RGB
Massa del nucleo ( M ) T eff (K) Raggio ( R ) Luminosità ( L ) Massa del nucleo ( M ) T eff (K) Raggio ( R ) Luminosità ( L )
0.6 58.8 N / A 5.100 2.500 0.10 4.634 1.2 0.6 0.48 2.925 207 2.809
1.0 9.3 N / A 2.600 760 0.13 5.034 2.0 2.2 0.48 3.140 179 2.802
2.0 1.2 10 22 25 0.25 5.220 5.4 19.6 0.34 4.417 23.5 188
5.0 0.1 0.4 15 0.3 0.83 4.737 43.8 866.0 0.84 4.034 115 3.118

Le stelle di massa intermedia perdono solo una piccola frazione della loro massa come stelle di sequenza principale e subgiganti, ma perdono una quantità significativa di massa come giganti rosse.

La massa persa da una stella simile al Sole influenza la temperatura e la luminosità della stella quando raggiunge il ramo orizzontale, quindi le proprietà delle stelle a grappolo rosso possono essere utilizzate per determinare la differenza di massa prima e dopo il lampo di elio. La massa persa dalle giganti rosse determina anche la massa e le proprietà delle nane bianche che si formano successivamente. Le stime di perdita di massa totale di stelle che raggiungono la punta del ramo gigante rossa sono circa 0,2-0,25  M . La maggior parte di questo viene perso negli ultimi milioni di anni prima del lampo dell'elio.

La massa persa da stelle più massicce che lasciano il ramo della gigante rossa prima del lampo di elio è più difficile da misurare direttamente. La massa attuale delle variabili Cefeidi come δ Cefei può essere misurata accuratamente perché ci sono binari o stelle pulsanti. Se confrontate con i modelli evolutivi, tali stelle sembrano aver perso circa il 20% della loro massa, in gran parte durante il ciclo blu e specialmente durante le pulsazioni sulla striscia di instabilità.

Variabilità

Alcune giganti rosse sono variabili di grande ampiezza. Molte delle prime stelle variabili conosciute sono variabili Mira con periodi regolari e ampiezze di diverse magnitudini, variabili semiregolari con periodi meno evidenti o periodi multipli e ampiezze leggermente inferiori e variabili irregolari lente senza periodo evidente. Queste sono state a lungo considerate come stelle o supergiganti asintotiche del ramo gigante (AGB) e le stesse stelle del ramo gigante rosso (RGB) non erano generalmente considerate variabili. Alcune apparenti eccezioni sono state considerate stelle AGB a bassa luminosità.

Gli studi alla fine del XX secolo iniziarono a dimostrare che tutti i giganti di classe M erano variabili con ampiezze maggiori di 10 milli-magnitudini e che anche i giganti di classe K della tarda età erano probabilmente variabili con ampiezze minori. Tali stelle variabili erano tra le giganti rosse più luminose, vicino alla punta dell'RGB, ma era difficile sostenere che fossero tutte stelle AGB. Le stelle mostravano una relazione di ampiezza del periodo con variabili di ampiezza maggiori che pulsavano più lentamente.

Le indagini di microlensing nel 21 ° secolo hanno fornito una fotometria estremamente accurata di migliaia di stelle per molti anni. Ciò ha consentito la scoperta di molte nuove stelle variabili, spesso di ampiezze molto piccole. Sono state scoperte molteplici relazioni periodo-luminosità , raggruppate in regioni con creste di relazioni parallele ravvicinate. Alcuni di questi corrispondono ai conosciuti Miras e semi-regolari, ma è stata definita un'ulteriore classe di stelle variabili: OGLE Small Amplitude Red Giants o OSARGs . Gli OSARG hanno ampiezze di pochi millesimi di grandezza e periodi semiregolari di 10-100 giorni. L'indagine OGLE ha pubblicato fino a tre periodi per ogni OSARG, indicando una complessa combinazione di pulsazioni. Molte migliaia di OSARG sono stati rapidamente rilevati nelle Nubi di Magellano , sia stelle AGB che RGB. Da allora è stato pubblicato un catalogo di 192.643 OSARG in direzione del rigonfiamento centrale della Via Lattea . Sebbene circa un quarto degli OSARG di Magellanic Cloud mostri lunghi periodi secondari, pochissimi OSARG galattici lo fanno.

Gli OSARG RGB seguono tre relazioni periodo-luminosità molto ravvicinate, corrispondenti al primo, al secondo e al terzo armonico dei modelli di pulsazione radiale per stelle di determinate masse e luminosità, ma sono presenti anche pulsazioni non radiali di dipolo e quadrupolo che portano al semi -regolarità delle variazioni. La modalità fondamentale non appare e la causa sottostante dell'eccitazione non è nota. Come causa è stata suggerita la convezione stocastica , simile alle oscillazioni di tipo solare .

Due ulteriori tipi di variazione sono stati scoperti nelle stelle RGB: lunghi periodi secondari, che sono associati ad altre variazioni ma possono mostrare ampiezze maggiori con periodi di centinaia o migliaia di giorni; ed ellissoidali . La causa dei lunghi periodi secondari è sconosciuta, ma è stato proposto che siano dovuti alle interazioni con compagni di piccola massa in orbite ravvicinate. Si pensa che le variazioni ellissoidali siano create anche nei sistemi binari, in questo caso binari di contatto dove stelle distorte causano variazioni strettamente periodiche mentre orbitano.

Riferimenti

Bibliografia

link esterno