Ramo orizzontale: differenze tra le versioni

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== L'estremo blu del ramo orizzontale ==

L'estremità sinistra del ramo orizzontale, formata dalle stelle più calde e quindi dal colore più blu, presenta delle caratteristiche peculiari e non ancora comprese pienamente. In primo luogo, tale estremità del ramo è molto lunga e si estende oltre la sequenza principale, alla sua sinistra, fino a temperature molto alte ({{TA|20 000 - 40 000 K}}), tanto che queste stelle vengono classificate come [[Stella subnana|stelle subnane]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Extended horizontal branch stars |autore=P. Maxted |rivista=Astronomy & Geophysics |anno=2004 |volume=45 |numero=5 |pp=24-25 |url=https://astrogeo.oxfordjournals.org/content/45/5/5.24.full |doi=10.1046/j.1468-4004.2003.45524.x |accesso=17 settembre 2016}}</ref>. In secondo luogo, il ramo occidentale termina spesso con una "coda blu", formata da stelle calde aventi una luminosità minore delle altre appartenenti al ramo, o con un "gancio blu", formato da stelle aventi luminosità superiori a quelle appartenenti al ramo<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Multimodal Distributions along the Horizontal Branch |autore=F. Ferraro ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=1998 |volume=500 |numero=1 |pp=311-319 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...500..311F |doi=10.1086/305712 |accesso=18 settembre 2016}}</ref>. L'estremità blu del ramo, chiamata "ramo orizzontale esteso" (in inglese ''Extended Horizontal Branch'') o "ramo orizzontale estremo" (in inglese '' Extreme Horizontal Branch'', abbreviato con EHB)<ref>{{cita web |url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/EHB_star.html |titolo=Extreme horizontal branch star (EHB star) |autore=David Darling |sito=EncycloediaEncyclopedia of Science |lingua=en |accesso=18 settembre 2016}}</ref> è quindi popolata da stelle con temperature molto più alte di quanto ci si aspetterebbe da una normale stella che fonde l'elio nel suo nucleo. Sono state quindi proposte diverse teorie per spiegare la loro formazione.

Una buona parte delle stelle che popolano l'EHB sono interpretate come stelle che fondono l'elio in carbonio nei loro nuclei e che hanno quasi completamente perso il loro inviluppo di idrogeno. Per questo aspetto sono simili alle [[Stella di Wolf-Rayet|stelle di Wolf-Rayet]] sebbene siano molto meno massicce e luminose di queste ultime. La loro massa infatti si aggira mediamente intorno a {{M|0,5|-|MS}}<ref name=Heber>{{cita pubblicazione |titolo=Hot Subluminous Stars |autore=U. Heber |rivista=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |anno=2016 |volume=128 |numero=966 |pp=1-86 |url=https://arxiv.org/pdf/1604.07749v1.pdf |doi=10.1088/1538-3873/128/966/082001 |accesso=16 settembre 2016}}</ref>. Sono state proposte diverse ragioni per cui una stella a questo stadio può perdere così ingenti quantità di idrogeno. È stato osservato che le stelle dell'EHB appartengono in percentuale maggiore del normale a [[stella binaria|sistemi doppi]]<ref name=Heber />. Una ipotesi è che quindi la stella dell'EHB abbia trasferito buona parte del suo inviluppo alla compagna durante la sua ascesa lungo il [[ramo delle giganti rosse]]<ref name=Heber />. Tuttavia, un numero significativo di stelle appartenenti all'EHB sono sicuramente singole e la spiegazione della loro evoluzione è più problematica. Un possibile scenario è quello della fusione di due [[Nana bianca#Stelle di piccola massa (<0,5 M☉): nane He|nane bianche all'elio]] che riaccendono le reazioni di fusione<ref name=Heber />. Altri scenari ipotizzati sono la fusione di una gigante rossa con una stella di piccola massa o con una [[nana bruna]], che porterebbe a una accelerazione del moto di rotazione della gigante e a una conseguente perdita di massa<ref name=Heber />, oppure la fusione di una nana bianca all'elio con una stella di piccola massa che fonde idrogeno, che porterebbe a una stella composta soprattutto da elio con sottile inviluppo di idrogeno<ref name=Heber />. Sono stati proposti anche scenari che non prevedono l'interazione di due stelle, ma [[evoluzione stellare|evoluzioni stellari]] non standard, che prevedono una ingente perdita di massa durante la fase di gigante rossa, dovuta a una veloce rotazione e a un intenso [[vento stellare]], e a un conseguente flash dell'elio che finisce per mischiare il sottile strato di idrogeno rimasto con il materiale presente nel nucleo stellare<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The Origin of Extreme Horizontal Branch Stars |autore=N. D'Cruz ''et al.'' |rivista=Astrophysical Journal |anno=1996 |volume=466 |pp=359-371 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...466..359D |doi=10.1086/177515 |accesso=19 settembre 2016}}</ref>.