Allorquando in una struttura stellare si sviluppa un nucleo degenere l'evoluzione delle condizioni interne appare largamente condizionata dalle caratteristiche del nucleo stesso. Un'evidenza di ciò proviene dalla esistenza di una relazione “massa del nucleo-luminosità” sia per le Giganti Rosse di piccola massa, con nucleo di He degenere, che per piccole masse e masse intermedie in fase di AGB. A titolo di esempio la Fig. 8.18 riporta l'evoluzione temporale delle condizioni centrali di un campione di masse stellari, mostrando come le strutture con nuclei degeneri di He convergano verso un'unica sequenza temporale.


Fig. 8.18 Evoluzione delle condizioni centrali di stelle di varia massa dalla fase di presequenza sino alle fasi evolutive avanzate.

Strutture con nucleo di CO degenere sono fatalmente destinate a innescare pulsi termici. Il termine della fase di early AGB e l'innesco dei pulsi è segnalato da alcuni eventi precursori, quali una rinnovata efficienza della shell di idrogeno e alcuni lievi massimi secondari nell'evoluzione della luminosità della struttura. Ancora a titolo di esempio la Fig. 8.19 mostra l'andamento di tale luminosità in un modello di 2.5 M$_{\odot}$ di composizione chimica solare. Si può notare come la crescita continua della luminosità assuma gradatamente un andamento oscillante sino a innescare il primo vero e proprio pulso che, dopo un transiente riaggiustamento, dà inizio ad una sequenza omogenea di successivi pulsi. Si noti al riguardo anche la relativamente bassa luminosità alla quale si sviluppano i pulsi rispetto alle strutture più massicce.


Fig. 8.19 Andamento temporale della luminosità nella fase di innesco dei pulsi termici in un modello di 2.5 M$_{\odot}$ di composizione solare.


Fig. 8.20 Evoluzione temporale delle temperature centrali e delle temperature massime in una serie di modelli con Z=8 10^-3 a cavallo dei limiti per l'innesco del Carbonio

La Fig. 8.20 mostra infine come l'innesco del Carbonio si presenti come una vera e propria biforcazione nel destino evolutivo delle strutture stellari. A densità log$\rho_c \sim$6 al centro di tutte le strutture inizia a prevalere la produzione di neutrini, provocando una inversione di temperatura ed il progressivo raffreddamento delle regioni centrali. La temperatura continua peraltro a crescere in una shell intermedia, sinché avviene la netta e brusca separazione tra le strutture che innescano e quelle che raffreddano.