Abbiamo visto come all'inizio della combustione di elio i modelli che portano alla transizione RGT si dispongano al variare della massa, e quindi dell'età, lungo una sequenza che raggiunge un minimo nella temperatura efficace per poi tornare verso alte temperature incrementando leggermente la loro luminosità. Possiamo trovare una ragione per tale andamento sulla base di semplici considerazioni strutturali svolte in analogia a quanto discusso nel caso delle ZAHB. Nel caso delle ZAHB il parametro libero era la perdita di massa, qui assumiamo come parametro libero l'età della struttura.

E' subito evidente che per età opportunamente alte ci attendiamo in combustione di elio stelle di massa poco superiore alla massa del nucleo elettronicamente degenere. Stelle quindi con shell di idrogeno poco efficiente, che si devono collocare ad alte temperature in prossimità della Sequenza Principale dell'He. Al diminuire dell'età cresce la massa della struttura e cresce con essa la massa dell'inviluppo di H: la shell di combustione dell'H diviene sempre più efficiente e la stella si sposta verso la sua traccia di Hayashi. Si può comprendere peraltro come tale processo non possa continuare indefinitamente. Al progressivo aumentare dell'inviluppo di H la produzione di energia della shell si viene peraltro a trovare in regioni sempre più interne, così che comincia sempre più ad essere “sentita” dalla stella come una combustione centrale e la stella riguadagna il suo cammino verso le alte temperature.

Accenni ad un simile comportamento si trovano già all'estremità rossa di alcune ZAHB. La Fig. 8.14 mostra in dettaglio la distribuzione dei modelli che nel caso Z=10^-4 coprono il minimo in temperatura efficace di cui andiamo discutendo. Nella stessa figura vengono riportati i parametri evolutivi dei vari modelli: massa, età, abbondanza di He nell'inviluppo (dopo il primo dredge up) e massa del nucleo di He all'innesco della reazione <tex>3$\alpha$</tex>. La stessa figura riporta anche le tracce evolutive dei vari modelli nella fase di combustione di He centrale e la distribuzione dei modelli iniziali per perdite di massa multiple di 0.1 $M_{\odot}$.


Fig. 8.14 Collocazione nel diagramma HR di modelli in fase iniziale di combustione di elio al variare dell'età. Per i vari modelli sono riportati massa (masse solari), età (miliardi di anni), abbondanza di elio superficiale e massa del nucleo di He. Per i vari modelli sono riportate anche le tracce evolutive in fase di combustione centrale di He e gli spostamenti del modello iniziale per perdite di massa multiple di 0.1 $M_{\odot}$.

E' subito visto che per età dell'ordine di quelle degli Ammassi globulari galattici (11-12 Gyr) anche in assenza di perdita di massa le stelle in combustione di elio si collocherebbero sul ramo inferiore, prima del minimo in temperatura efficace. In tal caso, come abbiamo già visto, anche contenute perdite di massa sono in grado di aumentare notevolmente la temperatura efficace delle strutture, creando i ben noti Rami Orizzontali. Il quadro cambia notevolmente andando ad età minori, quali quelle rilevanti non solo per alcuni ammassi stellari galattici di vecchio disco, ma per Ammassi Globulari nelle Nubi di Magellano e per le popolazioni stellari in alcune Galassie Nane del Gruppo locale.

Diminuisce infatti notevolmente la sensibilità alla perdita di massa e la traiettoria dei modelli a massa variabile segue in qualche maniera i precetti delineati in precedenza: ne segue in particolare che la perdita di massa cessa di essere in grado di portare le strutture verso le alte temperature. I Rami Orizzontali restano quindi una prerogativa delle popolazioni stellari, quali gli Ammassi Globulari galattici, con età dell'ordine di quella dell'Universo (Tempo di Hubble).


Fig. 8.15 Modelli evolutivi di HB per stelle “metal-deficient” originate da un progenitore di 1.0 $M_{\odot}$. Si noti il “turn over” della ZAHB che segnala la massima escursione dei modelli verso il rosso. Le linee a tratti delimitano la regione di instabilità per pulsazioni radiali delle variabili di tipo RR Lyrae.

Non sorprendentemente, in tale escursione delle strutture pre-transizione verso il rosso il minimo di temperatura efficace dipende sensibilmente dalla metallicità: diminuendo la metallicità le stelle restano più calde. La Fig. 8.15 mostra come scendendo a valori estremamente bassi di Z il “turn over” dei modelli raggiunga temperature dell'ordine 10⁴ K, accadimento che può essere messo in relazione con le diminuita efficienza della shell di combustione dell'idrogeno. Come discuteremo in uno dei capitoli seguenti, ciò avrà rilevanti conseguenze sulle predizioni concernenti l'apparizione di stelle variabili nelle popolazioni più povere di metalli.