Una struttura di Ramo Asintotico è composta da un nucleo di CO degenere, contornato da strati di He a loro volta circondati dall'inviluppo ancora ricco di idrogeno. Poco dopo la sua accensione, la shell di combustione di He prende il sopravvento e la più esterna shell di combustione dell'idrogeno si spenge. Da questo momento l'evoluzione strutturale consisterà in un progressivo aumento della massa del nucleo degenere di CO, mentre la situazione al passaggio He-H resta congelata causa l'assenza di reazioni nucleari di fusione dell'idrogeno. Come già nel caso delle Giganti Rosse il nucleo degenere cresce in massa ma diminuisce in raggio. Ragionando peraltro in termini della variabile Mr potremo dire che il nucleo si sposta a valori sempre maggiori di tale parametro, a spese dei circostanti strati di elio che vengono progressivamente trasformati in CO e inglobati nel nucleo.
In tale progressivo aumento, il nucleo degenere finisce
necessariamente col trovarsi sempre più prossimo all'inviluppo
ricco di idrogeno. Quando la distanza (in massa) si riduce a
pochi centesimi di massa solare inizia a riaccendersi la shell di
idrogeno, riaccensione segnalata da un massimo relativo
nell'andamento della luminosità col tempo. Segue nel tempo una
sorta di instabilità nota come “pulsi termici” da cui, tra
l'altro, ci si può attendere il trasporto in superficie di
prodotti di combustione dell'elio. Con l'apparizione dei pulsi
termici ha fine la fase indicata in letteratura come evoluzione di
“early AGB”
Fig. 7.14 Diagramma schematico illustrante il
meccanismo di innesco dei pulsi termici. I simboli pieni
rappresentano combustioni a shell attive, quelli aperti shell
spente. Alla penultima riga è indicata l'accensione a flash
della shell di elio.
Per comprendere il meccanismo di tale instabilità occorre
partire dall'evidenza che inevitabilmente la shell di combustione
3$\alpha$, che implica una temperatura dell'ordine di 108 K, si
avvicina progressivamente al limite del nucleo di elio ove la
shell di idrogeno è inefficiente, il che a sua volta implica
temperature molto minori. Poichè all'interno della struttura non
possono sussistere gradienti di temperatura infiniti, ne segue che
all'avvicinarsi delle due shell le rispettive temperature devono
avvicinarsi. Ciò che avviene è che la shell di elio
progressivamente si raffredda perdendo efficienza fino a
spengersi. La struttura inizia nel frattempo una fase di
contrazione che ha l'effetto di riaccendere la shell di idrogeno e
la stella esperimenta una fase quiescente di idrogeno in shell.
In Fig. 7.14 è riportato un diagramma schematico illustrante la catena di avvenimenti che ne seguono e che conducono alla instabilità di pulso termico. La riaccensione della shell di idrogeno mette infatti in opera un meccanismo che tende ad accumulare nuovo elio sopra la vecchia shell 3$\alpha$, rimuovendo le cause della sua inefficienza. In effetti il progressivo avanzamento della shell di idrogeno ricostruisce progressivamente un' “intercapedine” di elio tra le due shell, finendo con l'indurre un'innalzamento di temperatura sulla shell <tex>3$\alpha$</tex> che si riaccende improvvisamente con un flash. Dopo tale fase parossistica, si instaura una combustione quiescente di elio mentre la shell di idrogeno si è nuovamente spenta.
Si comprende facilmente come un tale processo si ripresenti iterativamente: l'avanzamento della shell 3$\alpha$ finisce col trasformare in CO l'intercapedine di He e la shell 3$\alpha$ si dovrà nuovamente spengere provocando la riaccensione della shell dì idrogeno e la riedizione del “pulso termico”. Un tale processo è comune a tutte le stelle con combustione di elio in una shell circondante un nucleo degenere. Il numero di pulsi e la durata di un singolo pulso dipendono invece dalla massa della struttura: all'aumentare della massa si passa da pochi pulsi con durata sino a milioni di anni a migliaia di pulsi con durate dell'ordine di 10$^3$ -10$^4$ anni.
L'intera fase di combustione a shell di elio può quindi essere
così riassunta:
Le stelle di Ramo Orizzontale degli Ammassi Globulari galattici
hanno certamente masse di gran lunga inferiori al limite di
Chandrasekhar. Dopo una serie di pulsi termici queste stelle
finiranno col lasciare la traccia di Hayashi quando la massa
dell'inviluppo ricco di idrogeno si è ridotta a circa 0.01
M$_{\odot}$ (–> A7.2) e non è più in grado di
sostenere la combustione dell'idrogeno. Una fase di rapida
contrazione porta la stella al suo raggio di Nana Bianca, che per
queste stelle è una funzione precisa della sola massa, e che
caratterizzerà tutta la successiva fase di raffreddamento.
Durante queste fasi finali il riscaldamento della shell di
idrogeno in ambiente elettronicamente degenere può portare a
episodici flash nucleari. La Fig. 7.15 riporta a
titolo di esempio l'evoluzione nel diagramma HR di un modello di
AGB di massa costante pari a 0.6 M$_{\odot}$.
Fig. 7.15 Traccia evolutiva nel diagramma HR delle
fasi di combustione di elio per un modello di 0.6 M$_{\odot}$ e
composizione chimica iniziale Y=0.25, Z=10-3. I cerchietti
pieni indicano l'inizio di un pulso e l'escursione durante il
pulso è mostrata per i pulsi 7, 9 e 10. Lungo la traccia in
uscita dall'AGB sono riportati i tempi evolutivi (in anni, t=0 per
Te= 30.000 K) e la massa residua nell'inviluppo ricco di
idrogeno. E' riportata la linea di raggio costante (R, in unità
solari) corripondente alla massa della struttura.
FBE (= Fundamental Blue Edge) rappresenta il limite ad alte temperature
della zona di instabilità (striscia punteggiata) ove ci si
attende che le strutture manifestino fenomeni di variabilità che
verranno trattati nei successivi capitoli.