Stelle giganti rosse

Le giganti rosse sono stelle di grandi dimensioni con masse che in genere sono comprese tra circa 0,3 e 8 volte quella del nostro Sole. Tuttavia, possono anche avere masse superiori, raggiungendo anche le 20-25 masse solari. In quest'ultimo caso sono dette supergiganti rosse o ipergiganti rosse. Le giganti rosse sono stelle che si trovano nelle fasi finali del loro ciclo vitale, quando esauriscono il proprio combustibile nucleare primario (idrogeno) e la stella si espande enormemente, diventando una 'gigante rossa'. Le giganti rosse sono caratterizzate da atmosfere estremamente rarefatte e dilatate, che fanno sì che il loro raggio si espanda significativamente, rendendole molto più grandi e voluminose, sebbene con una temperatura superficiale inferiore rispetto alle stelle della sequenza principale di massa equivalente. La temperatura sulla loro superficie è circa 5.000 K e gli conferisce una colorazione tipica che varia dal giallo-arancio al rosso intenso. Generalmente, queste caratteristiche collocano le giganti rosse nelle classi spettrali K e M, includendo anche stelle di classe S e la maggior parte delle stelle al carbonio nel loro insieme. Nel diagramma Hertzsprung-Russell (H-R) le giganti rosse occupano una regione in alto a destra, quella dove si trovano le stelle molto luminose ma poco calde. La grande luminosità delle giganti rosse è data soprattutto dal loro enorme volume.

Le giganti rosse sono molto luminose perché hanno espanso il loro volume ed ora la loro superficie visibile è molto più grande rispetto a quando erano stelle di sequenza principale, la fase in cui bruciano idrogeno nel loro nucleo. Tuttavia, la loro temperatura superficiale è più bassa. Per questa ragione emettono più luce rossa e meno luce blu.

Le giganti rosse si distinguono dalle giganti blu che, oltre a essere massive, hanno anche temperature superiori a 10.000 K, appartenenti alle classi spettrali O e B, e per questa ragione assumo un colore tendente all'azzurro e al blu. Le giganti blu si trovano in un ramo diverso nel diagramma H-R. Sono altrettanto luminose ma molto più calde, quindi occupano una regione in alto a sinistra nel diagramma H-R.

L'origine e l'evoluzione di una gigante rossa

Nel corso del tempo l'idrogeno di una stella viene consumato attraverso la fusione nucleare, si trasforma in elio. L'elio si accumula negli strati esterni della stella. Quando, le reazioni termonucleari dell'idrogeno si riducono a causa del suo esautimento, diventano insufficienti a bilanciare l'attrazione gravitazionale del nucleo e l'elio accumulato negli strati esterni collassa nel nucleo della stella attirato dalla forza di gravità, formando un nucleo molto denso. Questo collasso provoca un aumento di calore e pressione così elevati da innescare ulteriori reazioni termonucleari.

Le reazioni termonucleari iniziano a utilizzare l'elio come combustibile, trasformandolo in carbonio-12 attraverso una serie di processi nucleari. Tuttavia, la combustione dell'elio è molto più breve rispetto a quella dell'idrogeno: dura circa un quinto del tempo che una stella impiega per bruciare l'idrogeno quando si trova nella cosiddetta 'sequenza principale', la fase più lunga e stabile della sua vita.

L'innalzamento della temperatura causato dalla combustione dell'elio ha anche un altro effetto: provoca un'enorme espansione della stella. Questa espansione riduce la temperatura negli strati superficiali della stella, che assumono un caratteristico colore rosso. Da qui il nome 'gigante rossa'.

Questo ciclo di reazioni nucleari, tuttavia, non può durare per sempre. Dopo l'elio, la stella inizia a bruciare altri combustibili nucleari, come il ferro-56. Ma anche questi si esauriranno, provocando ulteriori contrazioni e aumenti di temperatura. Infine, quando tutti gli elementi della stella si saranno esauriti, non ci sarà più pressione dall'interno in grado di resistere alla forza gravitazionale.

L'evoluzione finale delle giganti rosse

Alla conclusione del loro viaggio evolutivo, le giganti rosse collassano su se stesse, innescando una serie di eventi che dipendono strettamente dalla loro massa originaria.

• Giganti rosse con massa inferiore a 8 masse solari
  Le stelle di questa categoria con una massa al di sotto delle 8 masse solari seguono un iter evolutivo che gradualmente le vede contrarsi. Questo processo di contrazione porta a un incremento della temperatura superficiale, che muta il loro colore verso tonalità sempre più vicine al bianco, mentre la loro luminosità decresce a causa del ridotto volume. Questo fenomeno le relega alla categoria delle stelle "nane" a causa della loro luminosità più tenue, nonostante la temperatura superficiale più elevata. Al termine di questo processo si trasformano in nane bianche, corpi celesti estremamente densi ma di piccole dimensioni.
• Giganti rosse con massa superiore a 8 masse solari
  Al contrario, le giganti rosse che superano le 8 masse solari intraprendono un destino radicalmente diverso e più catastrofico. Queste stelle, a causa della loro significativa massa, sono soggette a un collasso più drammatico che può culminare in un'esplosione di vasta portata, nota come nova o supernova, a seconda delle specifiche dinamiche del collasso. Tale evento cataclismico non solo disperde nel cosmo gli elementi chimici più pesanti forgiati nel nucleo della stella ma segna anche la nascita di corpi celesti estremamente compatti e densi, come le stelle di neutroni o i buchi neri, che rappresentano gli esiti finali dell'evoluzione stellare per le stelle con masse più imponenti.

Questi esiti evidenziano la diversità dei percorsi evolutivi stellari e sottolineano l'importanza della massa iniziale nella determinazione del destino ultimo delle stelle.