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=== Il ramo delle giganti rosse ===
Quando le stelle di massa media e piccola esauriscono l'idrogeno nei loro nuclei, le reazioni nucleare cessano all'interno del nucleo, che in tal modo comincia a contrarsi a causa della sua stessa [[Interazione gravitazionale|forza di gravità]]. La contrazione produce un aumento di temperatura del nucleo che è in grado di accendere le reazioni nucleari in un guscio che circonda il nucleo. A causa delle temperature più elevate, il tasso delle reazioni nucleari è maggiore e ciò determina un aumento di luminosità da parte della stella di un fattore compreso fra 1000 e 10.000. L'aumento della [[densità]] del nucleo e della sua temperatura si traduce in una espansione degli strati superficiali della stella: ciò accade perché la stella tende a conservare la sua [[energia]] totale e di conseguenza sia la sua [[energia potenziale gravitazionale]] che la sua [[energia termica]]: di conseguenza ogni contrazione del nucleo deve accompagnarsi a una espansione delle zone superficiali della stella in modo da conservare l'energia potenziale gravitazionale totale; inoltre a un aumento della temperatura del nucleo deve corrispondere una diminuzione della temperatura delle zone superficiali in modo da conservare l'energia termica totale<ref name=Pettini>{{cita web |url=http://www.ast.cam.ac.uk/~pettini/STARS/Lecture12.pdf |titolo=Stellar Evolution I: Life on the Main Sequence |autore=Max Pettini |editore=Institute of Astronomy, University of Cambridge |formato=PDF |accesso=10 giugno 2015}}</ref><ref>{{cita web |url=http://www.astro.ru.nl/~onnop/education/stev_utrecht_notes/chapter9-11.pdf |titolo=Post-main sequence evolution through helium burning |autore=Onno Pols |editore=Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University Nijmegen |accesso=10 giugno 2015}}</ref><ref name=Brainerd>{{cita web |url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/RedGiantsEvolution.html |titolo=Red Giant Evolution |autore=Jim Brainerd |sito=The Astrophysics Spectator |accesso=4 aprile 2015}}</ref>. Di conseguenza, l'astro spende una parte dell'energia prodotta per espandersi. Poiché l'energia prodotta viene rilasciata su una superficie più grande e poiché parte di essa viene dissipata nell'espansione, ciò si traduce in una minore temperatura superficiale della stella<ref name=Brainerd />, che in tal modo emette [[radiazione]] a [[Lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] maggiori diventando più rossa. Da qui il nome di ''gigante rossa'', anche se il colore è a volte più vicino all'arancione. In questa fase evolutiva la stella percorre il ramo delle giganti rosse nel [[Diagramma Hertzsprung-Russell|diagramma H-R]], cioè si porta verso destra e verso l'alto nel diagramma in conseguenza dell'aumento della luminosità e della diminuzione della temperatura superficiale<ref name=zeilik />. La minore temperatura determina nelle stelle più massicce la formazione di un involucro [[Convezione|convettivo]] e nelle stelle meno massicce l'approfondimento della [[zona convettiva]] già esistente nella fase di sequenza principale. Ciò è dovuto al fatto che la diminuzione della temperatura si traduce in una maggiore opacità degli strati periferici dell'astro e di conseguenza il trasporto dell'energia per [[Zona radiativa|radiazione]] non sarebbe più efficiente. La zona convettiva trasporta il materiale presente negli strati interni della stella (anche se non quello presente nel nucleo) in superficie. Tale materiale è maggiormente ricco di prodotti della fusione dell'idrogeno di quanto non sia quello in superficie e, di conseguenza, compaiono in superficie alcuni [[metallicità|metalli]]. Questo processo si chiama [[Dragaggio (astronomia)|primo dragaggio]].
Durante la permanenza nel ramo delle giganti rosse il nucleo stellare continua a innalzare la sua temperatura accelerando gradualmente il tasso delle reazioni nucleari nel guscio di idrogeno. Ciò produce un progressivo aumento di luminosità della stella e una sua espansione: la stella di conseguenza continua a spostarsi verso l'alto e verso destra nel diagramma H-R. Quando il nucleo raggiunge temperature vicine a 10<sup>8</sup> K, si innesca la [[Processo tre alfa|fusione dell'elio]] nel nucleo della stella.
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