Perché le stelle giganti diventano rosse e cosa succede dopo?

Le stelle più massicce, con una massa inferiore a circa 30 volte quella del Sole, vivono una trasformazione spettacolare: dopo la fase di sequenza principale, si gonfiano fino a diventare supergiganti rosse (RSG). In una popolazione tipica di stelle, quasi l'80% di queste giganti attraversa questo stadio.

Le RSG sono enormi bolle di plasma, con raggi che possono superare i mille raggi solari. La loro superficie è fredda (circa 3.500 K) e la gravità è debole, condizioni che favoriscono una forte convezione interna. Questo turbinio convettivo spinge l'energia verso l'esterno, facendo vibrare la stella e generare venti stellari potenti. Alcune RSG perdono massa in modo continuo, altre invece espellono grandi quantità di gas in brevi esplosioni, quasi come un soffio violento.

Questa perdita di massa è cruciale: determina quanto materiale rimarrà nel nucleo quando la stella esaurirà il combustibile. Alla fine, la maggior parte delle RSG esplode come supernova di tipo II, una delle esplosioni più comuni nell’universo. Lo studio teorico di questa fase aiuta gli astronomi a capire la vita delle stelle, la formazione di elementi pesanti e la dinamica delle galassie. In futuro, osservazioni più precise e simulazioni al computer potranno svelare i dettagli ancora nascosti di questi colossi rossi.

Le supergiganti rosse sono dominate da una zona convettiva che occupa quasi l’intero volume stellare. La convezione trasporta energia dal nucleo verso la superficie con velocità supersoniche, generando onde di shock che possono innescare lanci di massa. I modelli di evoluzione stellare includono parametri di perdita di massa (Ṁ) che variano da 10⁻⁶ a 10⁻⁴ M☉ yr⁻¹, a seconda della metallicità e della pulsazione. La metallicità influisce sulla formazione di polvere nella zona di fotosfera, aumentando l’efficienza del vento radiativo. Inoltre, la rotazione iniziale della stella può indurre mixing chimico, alterando la composizione del nucleo e la durata della fase RSG. Le simulazioni tridimensionali mostrano che le instabilità convettive possono creare grandi cellule convettive, simili a “granuli” di dimensioni planetarie, che modulano la luminosità osservata. Quando il nucleo di ferro si forma, la pressione di degenerazione non riesce più a sostenere la stella, innescando il collasso del nucleo e la successiva esplosione di supernova di tipo II. Le osservazioni di supernove recenti, come SN 2023ixf, hanno confermato la presenza di una CSM (circumstellar medium) densa, coerente con una fase di mass loss intensa poco prima dell’esplosione, supportando i modelli teorici delle RSG come progenitrici di SN II‑P.