Il ramo asintotico delle giganti rosse (in inglese asymptotic giant branch (AGB)) è una regione del diagramma H-R popolata da giganti rosse: stelle evolute, luminose e fredde. Hanno massa piccola e intermedia (0,6-10 M☉) giunte a uno stadio avanzato della loro evoluzione.
Le stelle del ramo asintotico appaiono come delle brillanti giganti rosse aventi luminosità migliaia di volte quella del Sole. La loro struttura interna è caratterizzata dalla presenza di un nucleo inerte di carbonio e ossigeno, circondato da un guscio di elio che fonde in carbonio, a sua volta circondato da un guscio più esterno di idrogeno che fonde in elio. Un inviluppo esterno formato per lo più da idrogeno avvolge i gusci in cui avvengono le reazioni nucleari.
Evoluzione stellare
Quando una stella esaurisce la riserva di idrogeno nel suo nucleo, quest'ultimo si contrae e la sua temperatura cresce. Gli strati esterni della stella, invece, si espandono e si raffreddano. La stella diventa una gigante rossa, seguendo una traccia evolutiva verso l'angolo superiore destro del diagramma H-R. Quando la temperatura del nucleo raggiunge i , inizia il processo di fusione dell'elio, che porta a una diminuzione della luminosità della stella e a un aumento della sua temperatura superficiale, sicché l'astro si muove verso l'angolo inferiore sinistro del diagramma H-R. La stella entra così a far parte del ramo orizzontale, se di popolazione II, o del red clump, se di popolazione I. Se la stella ha una massa superiore a compie invece il cosiddetto blue loop (occhiello blu).
Dopo l'esaurimento dell'elio nel nucleo, la stella si muove nuovamente verso l'angolo superiore destro del diagramma, espandendosi, raffreddandosi negli strati superficiali e aumentando la propria luminosità. Il suo percorso è quasi allineato a quello compiuto durante l'ascesa lungo il ramo delle giganti rosse, da cui il nome ramo asintotico, sebbene la stella diventi più luminosa durante il suo viaggio lungo il ramo asintotico di quanto non lo diventi nel punto più alto del ramo delle giganti rosse. Le stelle che si trovano in questo stadio evolutivo vengono chiamate stelle del ramo asintotico delle giganti (o stelle AGB).
Stadio E-AGB L'evoluzione di una stella all'interno dell'AGB può essere distinta in due stadi. Nel primo stadio, chiamato E-AGB (dall'inglese Early Asymptotic Giant Branch), la principale fonte di energia è costituita dalla fusione dell'elio in carbonio ed ossigeno nel guscio che circonda il nucleo degenere. Ciò è dovuto al fatto che la stella conserva ancora grosse quantità di elio non consumate durante la permanenza nel ramo orizzontale. Sebbene in questo stadio la fusione dell'idrogeno in elio nel guscio superiore sia presente nelle stelle di massa inferiore a , essa contribuisce in maniera minore alla produzione di energia rispetto alla fusione dell'elio. Nella fase E-AGB, in una stella di massa simile a quella del Sole, il nucleo degenere di carbonio ed elio costituisce circa la metà della massa della stella, ma occupa un volume molto piccolo, paragonabile a quello di una nana bianca. Il raggio di tale nucleo è quindi nell'ordine di qualche migliaio di km. I gusci di elio e idrogeno in cui avvengono le reazioni nucleari costituiscono circa il 5% della massa totale della stella e occupano anch'essi una frazione molto piccola del volume stellare. L'inviluppo della stella, costituito soprattutto da idrogeno, che avvolge i due gusci costituisce poco meno della metà della sua massa, ma occupa buona parte del suo volume.
Nella fase E-AGB il nucleo stellare aumenta gradualmente la sua temperatura. Questo causa un progressivo aumento della produzione di energia nei gusci attivi di elio e idrogeno e un conseguente aumento della luminosità della stella, che può arrivare a superare le 3000 L☉. D'altra parte l'inviluppo esterno ai gusci tende ad espandersi, a diminuire la propria densità e a raffreddarsi nei suoi strati superficiali (sotto i ). Il raggio stellare può raggiungere proporzioni ragguardevoli vicine all'unità astronomica (più di 200 R☉). La stella quindi si sposta verso l'angolo superiore destro del diagramma H-R percorrendo una traiettoria parallela a quella compiuta durante la fase di gigante rossa.
Per una stella della massa del Sole la durata tipica della fase E-AEG è circa , un tempo astronomicamente molto breve.
Stadio TP-AGB Consumandosi, il guscio di elio si assottiglia, producendo molta meno energia. Il guscio di idrogeno diventa quindi la principale fonte di energia della stella. A un certo punto il nucleo di elio interrompe del tutto la produzione di energia. Questo evento, che avviene quando la stella ha più o meno raggiunto la stessa luminosità delle stelle che sono giunte all'apice del ramo delle gigante rosse, segna la sua entrata nello stadio TP-AGB (abbreviazione di Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch). Periodicamente (ogni -) il guscio di elio, alimentato dagli apporti derivanti dalla fusione del sovrastante guscio di idrogeno, si riaccende, producendo per qualche anno grandi quantità di energia. Questi eventi, chiamati pulsazioni termiche, sono simili al flash dell'elio che avviene all'inizio dell'entrata della stella nel ramo orizzontale e dipendono in parte dalla estrema sensibilità del ritmo di fusione dell'elio alle variazioni di temperatura (il ritmo di fusione è proporzionale a circa la quarantesima potenza della temperatura). Una simile produzione di energia causa la creazione di una zona convettiva fra i due gusci, che a sua volta espande e raffredda il guscio di idrogeno, interrompendone le reazioni nucleari. Quando il guscio di elio esaurisce nuovamente il suo combustibile, la zona convettiva si riduce, il guscio di idrogeno si riscalda nuovamente e si riaccende, producendo gran parte dell'energia della stella. Essa entra così nella fase di "intra-pulsazione", fino a quando l'elio accumulato nel guscio non diventa sufficiente a causare un altro flash e a far ricominciare il ciclo.
L'energia prodotta dal flash dell'elio raggiunge la superficie della stella dopo alcune centinaia di anni e produce un picco di luminosità superficiale di alcuni decimi di magnitudine, che dura centinaia di anni. Questi cambiamenti di luminosità non sono collegati con i cambiamenti di luminosità più ampi e aventi un periodo di decine o centinaia di giorni, comuni in questi tipi di stelle (come, ad esempio, nelle variabili Mira).
In una stella della massa del Sole la fase TP-AGB dura circa un milione di anni.
Dragaggio Durante la AGB si verificano episodi di dragaggio, cioè di rimescolamento di prodotti della fusione nucleare negli strati superficiali della stella. Questi episodi portano alla formazione delle stelle al carbonio nelle quali si riscontra una sovrabbondanza di carbonio. Se nelle stelle di sequenza principale e in quelle del ramo delle giganti rosse, solitamente l'ossigeno è predominante rispetto al carbonio, in queste stelle avviene il contrario, e la combinazione dei due elementi porta alla produzione di gas, come il monossido di carbonio, che consuma tutto l'ossigeno presente, lasciando il carbonio libero di combinarsi in altri composti carboniosi.
Di solito, si distinguono tre episodi di dragaggio. Il primo si verifica durante la permanenza della stella nel ramo delle gigante rosse. Il secondo si verifica nella fase E-AGB, ma solo per le stelle con massa superiore a . In tali stelle, inizialmente il guscio di elio produce grandi quantità di energia che lo fanno espandere e raffreddare, causando l'estinzione del sovrastante guscio attivo di idrogeno. Di fatto, questo oblitera la distinzione fra il guscio di idrogeno e l'inviluppo convettivo, permettendo ai moti convettivi di penetrare quasi fino al guscio di elio e di portare in superficie i prodotti del ciclo CNO, in particolare 14N.
Il terzo dragaggio (chiamato così anche se il secondo non è avvenuto) si verifica durante la fase TP-AGB. Si tratta in realtà di diversi episodi e non di uno solo, che si verificano in corrispondenza degli impulsi termici. Come si è detto, in corrispondenza dell'impulso, il guscio di elio si espande e causa l'estinzione del guscio di idrogeno, permettendo alla zona convettiva di raggiungere i margini della zona in cui l'elio fonde. Poiché gli impulsi termici si ripetono e poiché, dopo il primo, diventano più intensi, essi sono in generale più efficaci nel trasportare i materiali prodotti nel nucleo in superficie, in particolare 12C.
Il terzo dragaggio assume caratteristiche differenti per le stelle con massa superiore a . Esse sviluppano temperature del nucleo tali da innescare la fusione dell'idrogeno alla base dell'inviluppo convettivo durante gli impulsi termici. Questo fenomeno è chiamato in inglese Hot Burning Bottom (HBB), letteralmente fondo caldo che brucia. Questo ha due conseguenze: 1) un incremento della luminosità superficiale, che rompe la relazione massa del nucleo-luminosità 2) l'affiorare in superficie di altri materiali, diversi da quelli osservabili nelle stelle di massa inferiore. Si tratta essenzialmente dei materiali prodotti dalla fusione dell'idrogeno che si avvicina al nucleo trasportato dai moti convettivi. In particolare si tratta in particolare di 14N ma anche di 7Li, 23Na, 25,26Mg. L'effetto è che durante la fase finale di TP-AGB la stella non diviene una stella al carbonio, ma una stella in cui è l'azoto a dominare nella sua superficie stellare.
Perdite di massa Le perdite di massa sotto forma di vento stellare, di solito moderate durante la fase di gigante rossa e durante il ramo orizzontale, si fanno ingenti durante la fase AGB. Le stelle di questo tipo sono tipicamente variabili a lungo periodo, che producono intensi venti stellari. Gli impulsi termici si traducono in perdite di massa ancora più elevate che possono produrre gusci di materiale in espansione nello spazio circumstellare.
Il meccanismo che produce tali perdite di massa non è ancora del tutto chiaro, ma a grandi linee avviene nel modo seguente. Le stelle AGB sono solitamente variabili a lungo periodo (tipo variabile Mira) che vanno incontro a importanti pulsazioni radiali. Tali pulsazioni da un lato espandono notevolmente il raggio della stella, d'altro inducono degli shock nell'atmosfera stellare che aumentano la sua densità. Alla distanza di 1,5-2 raggi stellari dal centro della stella, la temperatura è abbastanza bassa (~1500 k) perché un tale aumento di densità causi la formazione di grani solidi di polvere. Questi sono molto opachi e quindi vengono accelerati dall'elevata pressione di radiazione dovuta alla grande luminosità della stella. Anche se i grani di polvere costituiscono solo l'1% del gas che costituisce l'atmosfera stellare, formata soprattutto da molecole di idrogeno (H2), il loro moto è sufficiente a trasportare con sé grandi quantità di gas che viene quindi strappato dall'atmosfera della stella.
Le perdite di massa più ingenti avvengono durante le ultime fasi dell'evoluzione delle stelle AGB, nella quale possono raggiungere tassi nell'ordine di - all'anno, tanto che una stella arriva a perdere fino al 50-70% della sua massa durante la fase AGB.
Le ingenti perdite di massa a cui le stelle AGB vanno incontro finiscono per rimuovere quasi tutto l'inviluppo che circonda il nucleo e sono quindi responsabili del passaggio della stella alla fase evolutiva successiva, quella di nebulosa protoplanetaria, nella quale essa si sposta orizzontalmente lungo il diagramma H-R perché la rimozione progressiva dell'inviluppo scopre strati sempre più caldi. Alla fine, la rimozione di buona parte dell'inviluppo di idrogeno porterà la stella a diventare una nana bianca.