✖


Jump to content

Асимптотическая гигантская ветвь

Диаграмма H–R шарового скопления M5 с известными звездами AGB, отмеченными синим цветом, в окружении некоторых из наиболее ярких звезд ветви красных гигантов, показанных оранжевым.
  Асимптотическая гигантская ветвь (AGB)
  Верхняя ветвь красных гигантов (RGB)
  Горизонтальная ветвь (HB)
  Переменная RR Лиры (RR)
  Конец главной последовательности , ветвь субгигантов и нижний RGB.

Асимптотическая ветвь гигантов (AGB) — это область диаграммы Герцшпрунга–Рассела, населенная эволюционировавшими холодными светящимися звездами . Это период звездной эволюции, который проходят все звезды малой и средней массы (от 0,5 до 8 солнечных масс) в конце своей жизни.

На наблюдательном уровне звезда с асимптотической ветвью гигантов будет выглядеть как яркий красный гигант со светимостью в тысячи раз большей, чем у Солнца. Его внутренняя структура характеризуется центральным и в значительной степени инертным ядром из углерода и кислорода, оболочкой, в которой гелий подвергается плавлению с образованием углерода (известным как горение гелия ), другой оболочкой, в которой водород подвергается синтезу с образованием гелия (известным как горение водорода ), и очень большая оболочка из материала, состав которого аналогичен звёздам главной последовательности (за исключением углеродных звёзд ). [1]

Звездная эволюция [ править ]

Солнцеподобная звезда переходит на AGB из Горизонтальной ветви после истощения гелия в ядре.
Звезда 5 M ☉ переходит на AGB после синей петли , когда в ее ядре заканчивается гелий.

Когда звезда исчерпывает запасы водорода в результате процессов ядерного синтеза в своем ядре, ядро ​​сжимается и его температура увеличивается, в результате чего внешние слои звезды расширяются и охлаждаются. Звезда становится красным гигантом, следуя по пути к правому верхнему углу диаграммы HR. [2] В конце концов, как только температура в ядре достигнет примерно 3 × 10 8  К , начинается горение гелия (слияние ядер гелия ). Начало горения гелия в ядре останавливает охлаждение звезды и увеличение светимости, и вместо этого звезда движется вниз и влево на диаграмме HR. Это горизонтальная ветвь (для звезд населения II ) или синяя петля для звезд массивнее примерно 2,3 M ☉ . [3]

После завершения горения гелия в ядре звезда вновь движется на диаграмме вправо и вверх, остывая и расширяясь по мере увеличения светимости. Ее путь почти совпадает с ее предыдущей траекторией красного гиганта, отсюда и название асимптотическая ветвь гигантов , хотя на AGB звезда станет более яркой, чем на кончике ветви красных гигантов. Звезды на этой стадии звездной эволюции известны как звезды AGB. [3]

Стадия AGB [ править ]

Фаза AGB делится на две части: раннюю AGB (E-AGB) и термически импульсную AGB (TP-AGB). Во время фазы E-AGB основным источником энергии является синтез гелия в оболочке вокруг ядра, состоящего в основном из углерода и кислорода . На этом этапе звезда раздувается до гигантских размеров и снова становится красным гигантом. Радиус звезды может достигать одной астрономической единицы (~215 R ☉ ). [3]

После того как в гелиевой оболочке заканчивается топливо, запускается ТП-АГБ. Теперь звезда черпает свою энергию за счет синтеза водорода в тонкой оболочке, что ограничивает внутреннюю гелиевую оболочку очень тонким слоем и препятствует ее стабильному слиянию. Однако в течение периода от 10 000 до 100 000 лет гелий от горения водородной оболочки накапливается, и в конечном итоге гелиевая оболочка взрывается — процесс, известный как вспышка гелиевой оболочки . Пиковая мощность вспышки оболочки в тысячи раз превышает наблюдаемую светимость звезды, но экспоненциально уменьшается всего за несколько лет. Вспышка оболочки заставляет звезду расширяться и охлаждаться, что останавливает горение водородной оболочки и вызывает сильную конвекцию в зоне между двумя оболочками. [3] Когда горящая гелиевая оболочка приближается к основанию водородной оболочки, повышенная температура вновь запускает синтез водорода, и цикл начинается снова. Большое, но кратковременное увеличение светимости от вспышки гелиевой оболочки приводит к увеличению видимой яркости звезды на несколько десятых звездной величины в течение нескольких сотен лет. Эти изменения не связаны с обычными для звезд этого типа изменениями блеска на периодах от десятков до сотен дней. [4]

Эволюция звезды 2 M ☉ на TP-AGB

Во время тепловых импульсов, которые длятся всего несколько сотен лет, материал из центральной области может смешиваться с внешними слоями, изменяя состав поверхности, в процессе, называемом выемкой грунта . Из-за этого поглощения звезды AGB могут проявлять в своих спектрах элементы S-процесса , а сильные воздействия могут привести к образованию углеродных звезд . Все подъемы после тепловых импульсов называются третьими подъемами после первого подъема, который происходит на ветви красных гигантов, и второго подъема, который происходит во время E-AGB. В некоторых случаях второго подъема может не быть, но подъемы после тепловых импульсов все равно будут называться третьими подъемами. Тепловые импульсы быстро набирают силу после первых нескольких, поэтому третьи дноуглубительные работы обычно являются самыми глубокими и с наибольшей вероятностью циркулируют керновый материал на поверхность. [5] [6]

Звезды AGB обычно являются долгопериодическими переменными и теряют массу в виде звездного ветра . Для звезд AGB M-типа звездные ветры наиболее эффективно вызываются зернами микронного размера. [7] Тепловые импульсы вызывают периоды еще большей потери массы и могут привести к отделению оболочек околозвездного материала. Звезда может потерять от 50 до 70% своей массы во время фазы AGB. [8] Скорость потери массы обычно колеблется от 10 −8 до 10 −5 М ⊙ год −1 и может даже достигать 10 −4 М ⊙ год −1 . [9]

оболочки Околозвездные AGB звезд

Смотрите также: Список межзвездных и околозвездных молекул.
Формирование планетарной туманности в конце фазы асимптотической гигантской ветви

Обширная потеря массы звезд AGB означает, что они окружены расширенной околозвездной оболочкой (CSE). Учитывая среднее время жизни AGB в один млн лет и внешнюю скорость 10 км/с , его максимальный радиус можно оценить примерно в 3 × 10 14  км (30 световых лет ). Это максимальное значение, поскольку вещество ветра начнет смешиваться с межзвездной средой нет разницы в скоростях на очень больших радиусах, а также предполагается, что между звездой и межзвездным газом .

Эти оболочки обладают динамичным и интересным химическим составом , большую часть которого трудно воспроизвести в лабораторных условиях из-за низкой плотности. Характер химических реакций в оболочке меняется по мере удаления материала от звезды, расширения и охлаждения. Вблизи звезды плотность оболочки достаточно высока, чтобы реакции приближались к термодинамическому равновесию. Когда материал выходит за пределы примерно 5 × 10 9  км плотность падает до такой степени, что доминирующей особенностью становится кинетика , а не термодинамика. Некоторые энергетически выгодные реакции уже не могут протекать в газе, поскольку механизм реакции требует третьего тела для отвода энергии, выделяющейся при образовании химической связи. В этой области многие реакции, которые действительно происходят, включают такие радикалы, как OH (в оболочках, богатых кислородом) или CN (в оболочках, окружающих углеродные звезды). В самой внешней области оболочки, за пределами примерно 5 × 10 11  км , плотность падает до такой степени, что пыль больше не полностью защищает оболочку от межзвездного УФ-излучения и газ становится частично ионизированным. Эти ионы затем участвуют в реакциях с нейтральными атомами и молекулами. Наконец, когда оболочка сливается с межзвездной средой, большая часть молекул разрушается под действием УФ-излучения. [10] [11]

Температура CSE определяется нагревательными и охлаждающими свойствами газа и пыли, но падает с радиальным удалением от фотосферы звезд 2000–3000 составляющим К. , К химическим особенностям внешнего вида AGB CSE относятся: [12]

Дихотомия между звездами, богатыми кислородом и углеродом , играет первоначальную роль в определении того, являются ли первые конденсаты оксидами или карбидами, поскольку наименее распространенный из этих двух элементов, вероятно, останется в газовой фазе в виде CO x .

В зоне пылеобразования тугоплавкие элементы и соединения ( Fe , Si , MgO и др.) выводятся из газовой фазы и попадают в пылинки . Вновь образовавшаяся пыль немедленно будет способствовать протеканию реакций, катализируемых поверхностью . Звездные ветры от звезд AGB являются местами образования космической пыли и считаются основными местами производства пыли во Вселенной. [13]

Звездные ветры звезд AGB ( переменные Миры и звезды OH/IR ) также часто являются местом мазерного излучения . Молекулы, которые отвечают за это: SiO , H 2 O , OH , HCN и SiS . [14] [15] [16] [17] [18] Мазеры SiO, H2O и OH обычно встречаются в богатых кислородом звездах AGB M-типа, таких как R Cassiopeiae и U Orionis . [19] в то время как мазеры HCN и SiS обычно встречаются в углеродных звездах, таких как IRC +10216 . Звезды S-типа с мазерами встречаются редко. [19]

После того, как эти звезды потеряли почти все свои оболочки и остались только области ядра, они эволюционировали дальше в недолговечную протопланетную туманность . Окончательную судьбу оболочек AGB представляют планетарные туманности (PN). [20]

Физические образцы [ править ]

Основная статья: Пресолярные зерна

Физические образцы минеральных зерен звезд AGB, известные как пресолнечные зерна, доступны для лабораторного анализа в виде отдельных тугоплавких пресолнечных зерен . Они образовались в околозвездных пылевых оболочках и были перенесены в раннюю Солнечную систему звездным ветром . Большинство досолнечных зерен карбида кремния происходят из углеродных звезд размером 1–3 M ☉ на поздней термически-импульсной AGB-фазе их звездной эволюции. [21] [22]

Поздний термический пульс [ править ]

Около четверти всех звезд после AGB переживают так называемый эпизод «рождения свыше». Углеродно-кислородное ядро ​​теперь окружено гелием с внешней оболочкой из водорода. Если гелий повторно воспламеняется, возникает тепловой импульс, и звезда быстро возвращается в AGB, становясь звездным объектом, сжигающим гелий и испытывающим дефицит водорода. [23] Если звезда все еще имеет оболочку, горящую водород, когда возникает этот тепловой импульс, его называют «поздним тепловым импульсом». Иначе его называют «очень поздним тепловым импульсом». [24]

Во внешней атмосфере возрожденной звезды образуется звездный ветер, и звезда снова следует эволюционному пути, пересекающему диаграмму Герцшпрунга-Рассела . Однако эта фаза очень короткая и длится всего около 200 лет, прежде чем звезда снова направится к стадии белого карлика . С точки зрения наблюдений эта поздняя фаза теплового импульса выглядит почти идентичной звезде Вольфа-Райе посреди собственной планетарной туманности . [23]

Такие звезды, как Объект Сакурая и FG Sagittae, наблюдаются по мере их быстрого развития на этой фазе.

Недавно было опубликовано сообщение о картировании околозвездных магнитных полей теплопульсирующих (TP-) звезд AGB. [25] с использованием так называемого эффекта Голдрейха-Килафиса .

- Звезды AGB Super

Основная статья: Звезда Super-AGB

Звезды, близкие к верхнему пределу массы, но все же квалифицируемые как звезды AGB, демонстрируют некоторые необычные свойства и были названы звездами супер-AGB. Они имеют массы выше 7 M ☉ и до 9 или 10 M ☉ (и более [26] ). Они представляют собой переход к более массивным звездам-сверхгигантам, которые подвергаются полному слиянию элементов тяжелее гелия. В ходе процесса тройного альфа также образуются некоторые элементы тяжелее углерода: в основном кислород, но также немного магния, неона и даже более тяжелых элементов. Звезды Super-AGB развивают частично вырожденные углеродно-кислородные ядра, которые достаточно велики, чтобы воспламенить углерод во вспышке, аналогичной более ранней вспышке гелия. Второй подъем очень силен в этом диапазоне масс, и это удерживает размер ядра ниже уровня, необходимого для горения неона, как это происходит в сверхгигантах с большей массой. Размер тепловых импульсов и третьих выпадений уменьшен по сравнению со звездами меньшей массы, а частота тепловых импульсов резко возрастает. Некоторые звезды super-AGB могут взорваться как сверхновая, захватившая электроны, но большинство из них превратятся в кислородно-неоновые белые карлики. [27] Поскольку эти звезды встречаются гораздо чаще, чем сверхгиганты с большей массой, они могут составлять значительную часть наблюдаемых сверхновых. Обнаружение примеров этих сверхновых могло бы обеспечить ценное подтверждение моделей, которые сильно зависят от предположений. [ нужна ссылка ]

См. также [ править ]

Ссылки [ править ]

  1. ^ Латтанцио, Дж.; Форестини, М. (1999). «Нуклеосинтез в звездах AGB». В Ле Бертре, Т.; Лебре, А.; Велкенс, К. (ред.). Асимптотические звезды ветви гигантов . Симпозиум МАС 191. с. 31. Бибкод : 1999IAUS..191...31L . ISBN  978-1-886733-90-9 .
  2. ^ Ибен, И. (1967). «Звездная эволюция.VI. Эволюция от Главной последовательности к ветви красных гигантов для звезд масс 1 M ☉ , 1,25 M ☉ и 1,5 M ☉ ». Астрофизический журнал . 147 : 624. Бибкод : 1967ApJ...147..624I . дои : 10.1086/149040 .
  3. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б с д Василиадис, Э.; Вуд, PR (1993). «Эволюция звезд малой и средней массы к концу асимптотической ветви гигантов с потерей массы» . Астрофизический журнал . 413 (2): 641. Бибкод : 1993ApJ...413..641В . дои : 10.1086/173033 .
  4. ^ Мариго, П.; и др. (2008). «Эволюция асимптотических звезд ветви гигантов. II. Изохроны от оптики до дальнего инфракрасного диапазона с улучшенными моделями TP-AGB». Астрономия и астрофизика . 482 (3): 883–905. arXiv : 0711.4922 . Бибкод : 2008A&A...482..883M . дои : 10.1051/0004-6361:20078467 . S2CID   15076538 .
  5. ^ Галлино, Р.; и др. (1998). «Эволюция и нуклеосинтез в асимптотических звездах ветви гигантов малой массы. II. Захват нейтронов и тезисный процесс» . Астрофизический журнал . 497 (1): 388–403. Бибкод : 1998ApJ...497..388G . дои : 10.1086/305437 .
  6. ^ Моулави, Н. (1999). «О третьем явлении углубления в асимптотических звездах ветви гигантов». Астрономия и астрофизика . 344 : 617. arXiv : astro-ph/9903473 . Бибкод : 1999A&A...344..617M .
  7. ^ Хёфнер, С. (1 ноября 2008 г.). «Ветры звезд AGB М-типа, движимые зернами микронного размера» . Астрономия и астрофизика . 491 (2): Л1–Л4. Бибкод : 2008A&A...491L...1H . дои : 10.1051/0004-6361:200810641 . ISSN   0004-6361 .
  8. ^ Вуд, PR; Оливье, Э.А.; Кавалер, С.Д. (2004). «Длинные вторичные периоды в пульсирующих асимптотических звездах ветви гигантов: исследование их происхождения» . Астрофизический журнал . 604 (2): 800. Бибкод : 2004ApJ...604..800W . дои : 10.1086/382123 .
  9. ^ Хёфнер, Сюзанна; Олофссон, Ганс (9 января 2018 г.). «Потеря массы звезд на асимптотической ветви гигантов» . Обзор астрономии и астрофизики . 26 (1): 1. дои : 10.1007/s00159-017-0106-5 . ISSN   1432-0754 .
  10. ^ Омонт, А. (1984). Массовая потеря от красных гигантов (ред. Морриса и Цукермана) . Спрингер. п. 269. ИСБН  978-94-009-5428-1 . Проверено 21 ноября 2020 г.
  11. ^ Хабинг, HJ (1996). «Околозвездные оболочки и звезды асимптотической ветви гигантов». Обзор астрономии и астрофизики . 7 (2): 97–207. Бибкод : 1996A&ARv...7...97H . дои : 10.1007/PL00013287 . S2CID   120797516 .
  12. ^ Клочкова, В.Г. (2014). «Проявления околозвездной оболочки в оптических спектрах эволюционировавших звезд». Астрофизический вестник . 69 (3): 279–295. arXiv : 1408.0599 . Бибкод : 2014AstBu..69..279K . дои : 10.1134/S1990341314030031 . S2CID   119265398 .
  13. ^ Шугерман, Бен ЭК; Эрколано, Барбара ; Барлоу, MJ; Тиленс, AGGM; Клейтон, Джеффри К.; Зийлстра, Альберт А.; Мейкснер, Маргарет; Спек, Анджела; Гледхилл, Тим М.; Панагия, Нино; Коэн, Мартин; Гордон, Карл Д.; Мейер, Мартин; Фаббри, Джоанна; Боуи, Джанет. Э.; Уэлч, Дуглас Л.; Риган, Майкл В.; Кенникатт, Роберт С. (2006). «Сверхновые массивных звезд как основные фабрики пыли». Наука . 313 (5784): 196–200. arXiv : astro-ph/0606132 . Бибкод : 2006Sci...313..196S . дои : 10.1126/science.1128131 . ПМИД   16763110 . S2CID   41628158 .
  14. ^ Дьякон, РМ; Чепмен, Дж. М.; Грин, Эй Джей; Севенстер, Миннесота (2007). «Мазерные наблюдения H2O звезд-кандидатов в пост-AGB и открытие трех высокоскоростных источников воды». Астрофизический журнал . 658 (2): 1096. arXiv : astro-ph/0702086 . Бибкод : 2007ApJ...658.1096D . дои : 10.1086/511383 . S2CID   7776074 .
  15. ^ Хамфрис, ЕМЛ (2007). «Субмиллиметровые и миллиметровые мазеры». Астрофизические мазеры и их окружение, Труды Международного астрономического союза, Симпозиум МАС . 242 (1): 471–480. arXiv : 0705.4456 . Бибкод : 2007IAUS..242..471H . дои : 10.1017/S1743921307013622 . S2CID   119600748 .
  16. ^ Фонфриа Экспозито, Япония; Агнундес, М.; Терсеро, Б.; Пардо, младший; Черничаро, Дж. (2006). «Мазерное излучение SiS с высоким J v = 0 в IRC + 10216: новый случай инфракрасного перекрытия». Астрофизический журнал . 646 (1): L127. arXiv : 0710.1836 . Бибкод : 2006ApJ...646L.127F . дои : 10.1086/507104 . S2CID   17803905 .
  17. ^ Шильке, П.; Мерингер, Д.М.; Ментен, К.М. (2000). «Субмиллиметровый лазер HCN в IRC + 10216». Астрофизический журнал . 528 (1): L37–L40. arXiv : astro-ph/9911377 . Бибкод : 2000ApJ...528L..37S . дои : 10.1086/312416 . ПМИД   10587490 . S2CID   17990217 .
  18. ^ Шильке, П.; Ментен, К.М. (2003). «Обнаружение второй сильной субмиллиметровой лазерной линии HCN в направлении углеродных звезд» . Астрофизический журнал . 583 (1): 446. Бибкод : 2003ApJ...583..446S . дои : 10.1086/345099 . S2CID   122549795 .
  19. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Энгельс, Д. (1979). «Каталог звезд поздних типов с мазерным излучением OH, H2O или SiO». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 36 : 337. Бибкод : 1979A&AS...36..337E .
  20. ^ Вернер, К.; Хервиг, Ф. (2006). «Содержание элементов в голых центральных звездах планетарной туманности и горящая оболочка в звездах AGB». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 118 (840): 183–204. arXiv : astro-ph/0512320 . Бибкод : 2006PASP..118..183W . дои : 10.1086/500443 . S2CID   119475536 .
  21. ^ Зиннер, Э. (1 января 2014 г.). «1.4 – Пресолнечные зерна». Трактат по геохимии (второе издание) : 181–213. дои : 10.1016/B978-0-08-095975-7.00101-7 . ISBN  978-0-08-098300-4 .
  22. ^ Ибен, Ико; Рензини, Альвио (сентябрь 1983 г.). «Асимптотическая эволюция гигантской ветви и не только». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 21 (1): 271–342. Бибкод : 1983ARA&A..21..271I . дои : 10.1146/annurev.aa.21.090183.001415 .
  23. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Аэртс, К.; Кристенсен-Далсгаард, Дж.; Курц, Д.В. (2010). Астеросейсмология . Спрингер . стр. 37–38 . ISBN  978-1-4020-5178-4 .
  24. ^ Дюрбек, HW (2002). «Последний объект гелиевой вспышки V4334 Sgr (Объект Сакураи) – обзор». В Стеркене, К.; Курц, Д.В. (ред.). Наблюдательные аспекты пульсирующих звезд B и A. Серия конференций ASP . Том. 256. Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество . стр. 237–248. Бибкод : 2002ASPC..256..237D . ISBN  1-58381-096-Х .
  25. ^ Хуанг, К.-Ю.; Кембалл, Эй Джей; Влеммингс, WHT; Лай, С.-П.; Ян, Л.; Агудо, И. (июль 2020 г.). «Картирование околозвездных магнитных полей эволюционировавших звезд позднего типа с эффектом Голдрейха-Килафиса: наблюдения CARMA на $\lambda 1,3$ мм R Crt и R Leo» . Астрофизический журнал . 899 (2): 152. arXiv : 2007.00215 . Бибкод : 2020ApJ...899..152H . дои : 10.3847/1538-4357/aba122 . S2CID   220280728 .
  26. ^ Сисс, Л. (2006). «Эволюция массивных звезд AGB» . Астрономия и астрофизика . 448 (2): 717–729. Бибкод : 2006A&A...448..717S . дои : 10.1051/0004-6361:20053043 .
  27. ^ Элдридж, Джей-Джей; Тут, Калифорния (2004). «Изучение различий и совпадений между звездами AGB и супер-AGB и сверхновыми». Память итальянского астрономического общества . 75 : 694. arXiv : astro-ph/0409583 . Бибкод : 2004MmSAI..75..694E .

Дальнейшее чтение [ править ]

Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Asymptotic_giant_branch&oldid=1233501625"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 8da3e3b4f834b09166d328533cfe4eb0__1720515600
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/8d/b0/8da3e3b4f834b09166d328533cfe4eb0.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Asymptotic giant branch - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)