Il dominio delle piccole masse resta definito dalla combustione di idrogeno in una shell che circonda un nucleo di He elettronicamente degenere, condizione che contrasta l'innesco della combustione dell'He e prolunga l'evoluzione in combustione di H lungo il Ramo delle Giganti sino allo sviluppo dell' He-flash in una struttura con luminosità migliaia di volte quella solare e con un nucleo di He che raggiunge all'incirca le 0.5 <tex>$M_{\odot}$</tex>. All'aumentare della massa stellare viene progressivamente rimossa la degenerazione e, corrispondentemente, viene progressivamente facilitato l'innesco dell'He che avviene prima e con un nucleo di He più piccolo (in massa). Rimossa la degenerazione la struttura è ormai entrata nel dominio delle masse intermedie.


Fig. 8.2 Andamento di alcune variabili di struttura al variare della massa stellare alla transizione tra piccole masse e masse intermedie. Pannello superiore: massa del nucleo di He all'innesco della reazione <tex>3$\alpha$</tex>. Pannello intermedio: luminosità del primo modello in combustione quiescente di He. Pannello inferiore: tempi di vita in fase di combustione di He centrale.

La Fig. 8.2 riporta alcuni dettagli che illuminano il comportamento delle strutture al variare della massa attraverso la transizione dalle piccole masse alle masse intermedie per composizioni di tipo solare. Il pannello superiore mostra come alle masse minori il nucleo di He all'innesco dell'He (flash) si mantenga sensibilmente costante, diminuendo leggermente all'aumentare della massa. Attorno alle 2.0 <tex>$M_{\odot}$</tex> inizia una rapida transizione ed il nucleo di He raggiunge un minimo per M=2.3 <tex>$M_{\odot}$</tex>. In questa struttura la degenerazione è ormai rimossa e l'innesco dell'elio avviene in maniera quiescente. Il nuovo aumento al di sopra di M=2.3 <tex>$M_{\odot}$</tex> origina dal fatto che la 2.3 <tex>$M_{\odot}$</tex> in Sequenza Principale ha già sviluppato un nucleo convettivo, che all'esaurimento dell'H centrale si trasformerà in un nucleo di elio, e che tale nucleo convettivo cresce al crescere della massa della stella.

Il pannello intermedio mostra come tali variazioni si riflettano sulla luminosità delle strutture. Sino a circa 2.0 <tex>$M_{\odot}$</tex>, nonostante la leggera diminuzione del nucleo di He, la luminosità aumenta, segnalando che l'aumentata massa degli inviluppi accresce l'efficienza della shell di H, compensando la diminuzione del nucleo e governando la luminosità totale della struttura. Nella fase di transizione è invece la forte diminuzione del nucleo che prende il sopravvento, inducendo una corrispondentemente rapida diminuzione della luminosità. Sono infine ancora le dimensioni del nucleo di He a guidare la risalita della luminosità sopra le M=2.3 <tex>$M_{\odot}$</tex>, con una crescita che continuerà regolarmente al crescere della massa stellare e del conseguente aumento dei nuclei convettivi.

Il pannello inferiore riporta infine la rilevante evidenza di come la durata della fase di combustione di He centrale sia regolata dalle dimensioni del nucleo di He, regola di cui faremo uso nel discutere gli effetti di un eventuale esteso oveshooting ( –> A8.1). Se ne trae l'evidenza che giusto alla transizione le strutture stellari mostrano una eccezionale durata della fase di combustione di He centrale, permanendo in tale fase più del doppio del tempo di ogni altra massa, sia minore che maggiore. Evidenza che in taluni casi si deve tradurre in una particolare abbondanza di tali strutture.

Più in generale, dai dati in Fig. 8.2 e sulla base dei tempi in Tabella 5.1, si trae l'evidenza che una popolazione stellare di composizione solare e di assegnata età, comincerà a sviluppare un Ramo delle Giganti dopo circa 600 milioni di anni, tempo evolutivo di una struttura M=2.3 <tex>$M_{\odot}$</tex> all'esaurimento dell'H centrale. A 800 milioni di anni, tempo della combustione di H di una M=2.1 <tex>$M_{\odot}$</tex>, il Ramo delle Giganti è ormai formato e permarrà per tutti i tempi successivi. Questa fase di apparizione del Ramo delle Giganti prende in letteratura il nome di Red Giant Transition (RGT) e segna il rapido passaggio dalle tipiche polazioni giovani, a giganti blu, alle popolazioni più anziane dominate dalle Giganti Rosse.

Tempi e masse della Red Giant Transition dipendono dalla composizione chimica originale delle stelle. La stessa Fig. 8.2 mostra come una diminuzione dell'elio originale si traduca in un aumento della massa di transizione. Ciò appare in accordo con la regola più volte enunciata secondo la quale diminuire il contenuto di elio (diminuire il peso molecolare medio) produce strutture più fredde e, di conseguenza, più affette da degenerazione elettronica. Analogamente si può facilmente predire che al diminuire della metallicità deve diminuire anche la massa di transizione: una diminuzione di metallicità produce infatti strutture più calde e meno soggette alla degenerazione elettronica.


Fig. 8.3 Collocazione nel diagramma HR dei modelli di cui alla figura precedente.

La Fig. 8.3 mostra infine la collocazione nel diagramma HR di strutture di transizione all'inizio della loro fase di combustione quiescente di elio. All'aumentare della massa i modelli raggiungono un minimo nella temperatura efficace per poi tornare verso alti valori di tale parametro ancor prima di entrare nella fase di vera transizione, marcata dal successivo minimo della luminosità. Superata la transizione, la luminosità alla quale inizia la combustione di elio crescerà infine monotonamente al crescere della massa della struttura.