Superata la massa critica per la Red Giant Transition le stelle entrano nel dominio delle masse intermedie. Tutte queste strutture avevano in Sequenza Principale un nucleo convettivo che nel tempo è andato ritirandosi lasciando dietro di sè un gradiente di elio. E' in questa zona semicombusta che si innesca la shell di H che conduce la stella nella zona delle Giganti Rosse dove infine innescherà la combustione centrale dell'He. Per composizioni chimiche normali i tempi evolutivi sono ormai scesi a centinaia di milioni di anni, troppo corti perchè la diffusione degli elementi possa modificare in maniera significativa la distribuzione interna delle specie chimiche. La Fig. 8.4 riporta il tipico cammino evolutivo delle masse intermedie per due campioni di stelle rappresentativi, rispettivamente, della popolazione stellare I e II. La fase di combustione di elio centrale è segnalata dai “loop” in temperature efficaci che prima allontanano e poi riportano le stella sulla loro traccia di Hayashi. Notiamo qui solamente che al diminuire della metallicità aumenta l'escursione di tali “loop”, occorrenza che avrà risvolti rilevanti nel discutere le proprietà delle variabili Cefeidi.


Fig. 8.4 Tracce evolutive per stelle di 3, 4, 5, 7 e 9 $M_{\odot}$ dalla Sequenza Principale sino alle fasi di combustione di He in shell per composizioni chimiche rappresentative della Pop.I e della Pop.II.

Dopo l'esaurimento dell'He centrale e lo spengimento della shell di H la maggior parte delle strutture subisce il 2° dredge up. La convezione superficiale affonda sino a penetrare nel nucleo di elio, arricchendo di elio la superfice e avendo come conseguenza anche una diminuzione delle dimensioni in massa del nucleo medesimo. Il nucleo di CO inizia a degenerare e la produzione di neutrini raffredda le regioni centrali procurando una inversione della temperatura. In tale fase il parametro evolutivo che regola il raggiungimento o meno dell'innesco delle reazioni del Carbonio è la massa del nucleo di CO degenere. Occorrono grandi nuclei di CO per consentire che la loro contrazione fornisca l'energia che, in concorrenza con le perdite per termoneutrini, consenta di raggiungere l'innesco del Carbonio. In pratica si trova che innescano il C le strutture che giungono a costituirsi un nucleo di CO di massa M maggiore di $\sim$ 1.1 M$_{\odot}$.

E' immediato collegare tale prescrizione alla storia evolutiva della stella e, con essa, alla massa della struttura. Le dimensioni del nucleo di CO discendono infatti dalle dimensioni del nucleo di He nella fase di combustione centrale di He e queste sono a loro volta il ricordo del nucleo convettivo nella fase di combustione di H. Maggiore dunque la massa della stella, maggiore - come abbiamo visto - il nucleo convettivo in Sequenza Principale e, attraverso la catena di eventi ora enunciata - facilitato l'innesco del Carbonio. Una simile prescrizione fornisce anche un criterio per valutare l'effetto della metallicità sul valore della massa critica M_up. Dalla correlazione a suo tempo indicata per le strutture della Sequenza Principale, secondo la quale al diminuire della metallicità aumenta la massa dei nuclei convettivi, segue ora direttamente che al diminuire della metallicità viene favorito l'innesco del C, spostando dunque M_up verso valori minori, almeno sinchè si rimanga nel campo di metallicità tipiche per le normali popolazioni galattiche.

In tale contesto è infine opportuno rilevare come il raggiungimento della massa critica del nulcleo di CO, e quindi l'innesco o meno del C, dipenda anche dall'efficienza dei meccanismi di rimescolamento che hanno operato lungo la storia della struttura, con il trascinamento del nucleo e la semiconvezione indotta che favoriscono l'innesco e il 2° dredge up che invece lo sfavorisce. La Tabella 8.1 illustra la catena di avvenimenti che condizionano la massa del nucleo di CO riportando alcuni parametri significativi per le stelle di cui alla precedente Fig. 8.4.

Tabella 8.1 Parametri evolutivi per le strutture di cui alla Fig. 8.4. Ogni riga riporta nell'ordine: metallicità (Z), massa del nucleo convettivo in ZAMS (M$_{cc}^{MS}$), massa del nucleo di elio all'esaurimento dell'H centrale (M$_{He}^{X=0}$) e all'inizio della combustione di He (M$_{He}^{He}$), massa del nucleo convettivo all'innesco dell'He (M$_{cc}^{He}$) e le masse del nucleo di elio (M$_{He}^{Y=0}$) e del nucleo di CO (M$_{CO}^{Y=0}$) all'esaurimento dell'He centrale. Le ultime quattro colonne riportano infine massa del nucleo di CO e luminosità della struttura al 2° dredge up e al primo pulso termico. Le lineette indicano un mancato dredge up. Masse e luminosità sono in unità solari.

Come esempio di lettura di tali dati, la Tabella 1 ci dice, ad esempio, che una stella di 5 M$_{\odot}$, Z=0.02, inizia la sua vita con un nucleo convettivo di 1.20 M$_{\odot}$ che al termine della combustione di idrogeno si è ridotto a 0.58 M$_{\odot}$, portato a 0.64 M$_{\odot}$ dalla combustione a shell di H prima dell'innesco dell'elio. All'inizio della combustione di elio la struttura ha un nucleo convettivo di 0.40 M$_{\\odot}$, che produce al termine della combustione un nucleo di CO di 0.44 M$_{\\odot}$, mostrando i ridotti effetti del trascinamento del nucleo in queste masse. Nello stesso tempo il nucleo di elio è stato portato dalla combustione a shell a 1.04 M$_{\odot}$. La stella subisce il 2° dredge up e arriva al reinnesco della shell di idrogeno, precursore della fase dei pulsi termici, con un nucleo di CO di sole 0.87 M$_{\odot}$, indicando che a tale valore è calato del nucleo di elio dopo il dredge up. Si notino nella Tabella le alte luminosità raggiunte dalle stelle al termine della fase di early AGB. In una stella di 7 M$_{\odot}$ di Pop.II il primo precursore dei pulsi si manifesta a logL/L$_{\odot}$ =4.5, a luminosità ben più alte che nel caso delle piccole masse (logL/L$_{\odot} \sim$ 3).

La traiettoria evolutiva delle condizioni centrali, come riportata in Fig. 8.5 per varie masse e due metallicità, fornisce un utile compendio della storia delle strutture. Come caratteristica generale si noti come l'innesco della combustione centrale di elio sia segnalato da una espansione delle regioni centrali, cui corrisponde nel diagramma HR il primo tratto del loop verso alte temperature efficaci. Nelle fasi evolutive successive una stella di 10 M$_{\odot}$ a bassa metallicità riesce a mantenersi al di fuori della degenerazione, giungendo ad innescare pacificamente il Carbonio. Diminuendo la massa e/o aumentando la metallicità gli effetti della degenerazione finiscono con il prevalere, allontanando le traiettorie dalla curva di ignizione per imboccare una sequenza di raffreddamento.


Fig. 8.5 Traiettoria temporale delle condizioni centrali per stelle di varia massa con Y=0.28 e Z=10^-4 (linee continue) e Z=3 10^-2 (linee a tratti). La linea a punti indica il luogo ove l'energia prodotta dalla combustione del C eguaglia le perdite per termoneutrini. Le masse delle stelle sono indicate in M$_{\odot}$ all'inizio delle relative tracce. Cerchi o quadrati lungo le tracce segnalano nell'ordine: 1. Sequenza Principale; 2. Inizio della fase di overall contraction; 3. Innesco della combustione di elio centrale; 4. Esaurimento dell'elio centrale.

L'innesco del Carbonio, che segna il limite superiore delle masse intermedie, avviene inizialmente in nuclei parzialmente degeneri ove è presente l'inversione di temperatura indotta dall'efficiente produzione di termoneutrini: tale innesco avverrà dunque in una shell tramite una serie di flash. All'aumentare della massa si passerà ad un flash centrale e, infine all'innesco quiescente del C che segna l'inizio delle Grandi Masse. Non sorprendentemente, la stelle che innescano il C in ambiente degenere sono quelle che svilupperanno un nucleo di ONe definitivamente degenere.

Y Canum Venaticorum, classica stella al carbonio, vista in una simulazione del software "Celestia" dalla distanza di 25 UA. A sinistra il nostro Sole visto dalla stessa distanza.

Abbiamo più volte ripetuto come il destino delle masse intermedie, che sviluppano un nucleo di CO definitivamente degenere, dipenda dalle perdite di massa. Inizialmente, entrate nel regime di pulsi termici, mostreranno atmosfere arricchite dal 3° dredge up, segnalandosi come stelle al Carbonio. Se attraverso il meccanismo dei pulsi termici il nucleo di CO è in grado di aumentare liberamente, dalla relazione massa del nucleo luminosità si ricava che a logL/L$_{\odot} \sim$ 4.7 il nucleo raggiunge la massa di Chandrasekhar: ne segue deflagrazione e incinerimento della struttura. Si ritiene peraltro che durante i pulsi termici intervenga anche nelle masse intermedie una perdita di massa parossistica (superwind) che liberi la struttura del proprio inviluppo, lasciando il nucleo di CO degenere di circa 1 M$_{\odot}$ al centro di una nebulosa planetaria.