stringtranslate.com

Асимптотическая гигантская ветвь

Диаграмма H–R для шарового скопления M5 , на которой известные звезды AGB отмечены синим цветом, а по бокам находятся некоторые из наиболее ярких звезд ветви красных гигантов, показанные оранжевым цветом.
  Асимптотическая гигантская ветвь (АГВ)
  Верхняя ветвь красных гигантов (RGB)
  Горизонтальная ветвь (HB)
  RR Лиры переменная (RR)
  Конец главной последовательности , субгигантская ветвь и нижняя часть RGB

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

Наблюдательно, звезда асимптотической ветви гигантов будет выглядеть как яркий красный гигант со светимостью , в тысячи раз превышающей светимость Солнца. Ее внутренняя структура характеризуется центральным и в значительной степени инертным ядром из углерода и кислорода, оболочкой, где гелий претерпевает термоядерный синтез с образованием углерода (известный как горение гелия ), другой оболочкой, где водород претерпевает термоядерный синтез с образованием гелия (известный как горение водорода ), и очень большой оболочкой из материала, состав которого похож на состав звезд главной последовательности (за исключением случая углеродных звезд ). [1]

Звездная эволюция

Звезда, похожая на Солнце, движется в сторону AGB из горизонтальной ветви после истощения гелия в ядре
Звезда массой 5  ​​M ☉ движется к AGB после синей петли , когда гелий в ее ядре истощается

Когда звезда истощает запас водорода в результате ядерного синтеза в своем ядре, ядро ​​сжимается, а его температура увеличивается, заставляя внешние слои звезды расширяться и охлаждаться. Звезда становится красным гигантом, следуя по траектории к правому верхнему углу диаграммы HR. [2] В конце концов, как только температура в ядре достигнет приблизительно3 × 10 8  K начинается горение гелия (слияние ядер гелия ) . Начало горения гелия в ядре останавливает охлаждение звезды и увеличение ее 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 снова движется вправо и вверх по диаграмме, охлаждаясь и расширяясь по мере увеличения своей светимости. Ее путь почти совпадает с ее предыдущим треком красного гиганта, отсюда и название асимптотическая ветвь гигантов , хотя звезда станет более яркой на AGB, чем на кончике ветви красного гиганта. Звезды на этой стадии звездной эволюции известны как звезды AGB. [3]

стадия AGB

Фаза AGB делится на две части: раннюю AGB (E-AGB) и термически пульсирующую 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 . Во время этой фазы звезда раздувается до гигантских размеров, чтобы снова стать красным гигантом. Радиус звезды может достигать одной астрономической единицы (~215  R ☉ ). [3]

После того, как гелиевая оболочка исчерпывает топливо, запускается TP-AGB. Теперь звезда получает энергию из слияния водорода в тонкой оболочке, что ограничивает внутреннюю гелиевую оболочку очень тонким слоем и не позволяет ей стабильно слиться. Однако в течение периодов от 10 000 до 100 000 лет гелий из горящей водородной оболочки накапливается, и в конечном итоге гелиевая оболочка взрывается, процесс, известный как вспышка гелиевой оболочки . Мощность вспышки оболочки достигает пика в тысячи раз больше наблюдаемой светимости звезды, но экспоненциально уменьшается всего за несколько лет. Вспышка оболочки заставляет звезду расширяться и охлаждаться, что прекращает горение водородной оболочки и вызывает сильную конвекцию в зоне между двумя оболочками. [3] Когда горящая гелиевая оболочка приближается к основанию водородной оболочки, повышенная температура снова зажигает водородный синтез, и цикл начинается снова. Большое, но кратковременное увеличение светимости от вспышки гелиевой оболочки приводит к увеличению видимой яркости звезды на несколько десятых величины в течение нескольких сотен лет. Эти изменения не связаны с изменениями яркости в периоды от десятков до сотен дней, которые обычны для этого типа звезд. [4]

Эволюция звезды массой 2  M ☉ на TP-AGB

Во время тепловых импульсов, которые длятся всего несколько сотен лет, материал из области ядра может быть смешан с внешними слоями, изменяя состав поверхности, в процессе, называемом выемкой . Из-за этого выемки звезды AGB могут показывать элементы S-процесса в своих спектрах, а сильные выемки могут привести к образованию углеродных звезд . Все выемки, следующие за тепловыми импульсами, называются третьими выемками, после первого выемки, которая происходит на ветви красных гигантов, и второго выемки, которая происходит во время E-AGB. В некоторых случаях может не быть второго выемки, но выемки, следующие за тепловыми импульсами, все равно будут называться третьим выемкой. Тепловые импульсы быстро увеличиваются по силе после первых нескольких, поэтому третьи выемки, как правило, самые глубокие и с наибольшей вероятностью вынесут материал ядра на поверхность. [5] [6]

Звезды AGB обычно являются долгопериодическими переменными и испытывают потерю массы в форме звездного ветра . Для звезд AGB M-типа звездные ветры наиболее эффективно приводятся в движение частицами микронного размера. [7] Тепловые импульсы создают периоды еще большей потери массы и могут привести к отрыву оболочек околозвездного материала. Звезда может потерять от 50 до 70% своей массы во время фазы AGB. [8] Скорость потери массы обычно составляет от 10−8 до 10−5 M ⊙ год − 1 и может даже достигать 10−4 M ⊙ год − 1 ; [9] в то время как скорости ветра обычно составляют от 5 до 30 км/с. [10]

Околозвездные оболочки звезд AGB

Формирование планетарной туманности в конце фазы асимптотической ветви гигантов

Значительная потеря массы звезд AGB означает, что они окружены расширенной околозвездной оболочкой (CSE). Учитывая среднее время жизни AGB в один Myr и внешнюю скорость10  км/с , его максимальный радиус можно оценить примерно в3 × 10 14  км (30 световых лет ). Это максимальное значение, поскольку вещество ветра начнет смешиваться с межзвездной средой на очень больших радиусах, а также предполагается, что нет никакой разницы в скоростях между звездой и межзвездным газом .

Эти оболочки имеют динамичную и интересную химию , большую часть которой трудно воспроизвести в лабораторных условиях из-за низкой плотности. Природа химических реакций в оболочке меняется по мере того, как материал удаляется от звезды, расширяется и охлаждается. Вблизи звезды плотность оболочки достаточно высока, чтобы реакции приближались к термодинамическому равновесию. Когда материал проходит за пределы примерно5 × 10 9  км плотность падает до точки, где кинетика , а не термодинамика, становится доминирующей чертой. Некоторые энергетически выгодные реакции больше не могут происходить в газе, поскольку механизм реакции требует третьего тела для удаления энергии, выделяющейся при образовании химической связи. В этой области многие из реакций, которые происходят, включают радикалы, такие как OH (в богатых кислородом оболочках) или CN (в оболочках, окружающих углеродные звезды). В самой внешней области оболочки, за пределами примерно5 × 10 11  км , плотность падает до точки, где пыль больше не полностью защищает оболочку от межзвездного УФ-излучения , и газ становится частично ионизированным. Затем эти ионы участвуют в реакциях с нейтральными атомами и молекулами. Наконец, когда оболочка сливается с межзвездной средой, большинство молекул разрушается УФ-излучением. [11] [12]

Температура CSE определяется свойствами нагрева и охлаждения газа и пыли, но падает с радиальным расстоянием от фотосферы звезд, которые2000 –3000 К. Химические особенности AGB CSE наружу включают: [13]

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

В зоне образования пыли тугоплавкие элементы и соединения ( Fe , Si , MgO и т. д.) удаляются из газовой фазы и попадают в пылевые зерна . Вновь образованная пыль немедленно участвует в реакциях, катализируемых поверхностью . Звездные ветры от звезд AGB являются местами образования космической пыли и считаются основными местами производства пыли во Вселенной. [14]

Звездные ветры звезд AGB ( переменные звезды Миры и звезды OH/IR ) также часто являются местом мазерного излучения . Молекулы, которые отвечают за это, — это SiO, H2O , OH , HCN и SiS . [ 15 ] [ 16 ] [17] [18] [19] Мазеры SiO, H2O и OH обычно встречаются в богатых кислородом звездах AGB M-типа, таких как R Кассиопеи и U Ориона , [20] тогда как мазеры HCN и SiS обычно встречаются в углеродных звездах, таких как IRC +10216 . Звезды S-типа с мазерами встречаются редко. [20]

После того, как эти звезды теряют почти все свои оболочки и остаются только основные области, они далее эволюционируют в недолговечные протопланетные туманности . Окончательная судьба оболочек AGB представлена ​​планетарными туманностями (PNe). [21]

Физические образцы

Физические образцы, известные как досолнечные зерна, минеральных зерен из звезд AGB доступны для лабораторного анализа в виде отдельных тугоплавких досолнечных зерен . Они образовались в околозвездных пылевых оболочках и были перенесены в раннюю Солнечную систему звездным ветром . Большинство досолнечных зерен карбида кремния имеют свое происхождение в 1–3 M ☉ углеродных звездах в поздней термически пульсирующей фазе AGB их звездной эволюции. [22] [23]

Поздний тепловой импульс

Около четверти всех звезд после AGB переживают то, что называют эпизодом «возрождения». Углеродно-кислородное ядро ​​теперь окружено гелием с внешней оболочкой из водорода. Если гелий снова зажигается, происходит тепловой импульс, и звезда быстро возвращается в AGB, становясь звездным объектом, сжигающим гелий и испытывающим дефицит водорода. [24] Если у звезды все еще есть оболочка, сжигающая водород, когда происходит этот тепловой импульс, это называется «поздний тепловой импульс». В противном случае это называется «очень поздний тепловой импульс». [25]

Внешняя атмосфера возрожденной звезды развивает звездный ветер, и звезда снова следует эволюционному пути по диаграмме Герцшпрунга-Рассела . Однако эта фаза очень коротка, 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 . [24]

Такие звезды, как Объект Сакураи и FG Стрела, наблюдаются в процессе их быстрой эволюции в этой фазе.

Недавно было сообщено о картировании околозвездных магнитных полей тепловых пульсирующих (TP-) звезд AGB [26] с использованием так называемого эффекта Голдрайха-Килафиса .

Звезды Super-AGB

Звезды, близкие к верхнему пределу массы, чтобы все еще считаться звездами AGB, демонстрируют некоторые необычные свойства и были названы звездами super-AGB. Они имеют массы более 7  M ☉ и до 9 или 10  M ☉ (или больше [27] ). Они представляют собой переход к более массивным звездам-сверхгигантам, которые подвергаются полному слиянию элементов тяжелее гелия. Во время процесса тройной альфа также производятся 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. Второе вытягивание очень сильное в этом диапазоне масс, и это сохраняет размер ядра ниже уровня, необходимого для сжигания неона, как это происходит в сверхгигантах с большей массой. Размер тепловых импульсов и третьих выносов уменьшается по сравнению со звездами с меньшей массой, в то время как частота тепловых импульсов резко увеличивается. Некоторые звезды super-AGB могут взорваться как сверхновые с электронным захватом, но большинство закончат как кислородно-неоновые белые карлики. [28] Поскольку эти звезды встречаются гораздо чаще, чем сверхгиганты с большей массой, они могут образовывать большую долю наблюдаемых сверхновых. Обнаружение примеров этих сверхновых дало бы ценное подтверждение моделей, которые сильно зависят от предположений. [ необходима цитата ]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Lattanzio, J.; Forestini, M. (1999). "Нуклеосинтез в звездах AGB". В Le Bertre, T.; Lebre, A.; Waelkens, C. (ред.). Асимптотические звезды ветви гигантов . Симпозиум IAU 191. стр. 31. Bibcode : 1999IAUS..191...31L. ISBN 978-1-886733-90-9.
  2. ^ Ибен, И. (1967). "Звездная эволюция. VI. Эволюция от главной последовательности до ветви красных гигантов для звезд массой 1  M ☉ , 1,25  M ☉ и 1,5   M ☉ ". Астрофизический журнал . 147 : 624. Bibcode :1967ApJ...147..624I. doi :10.1086/149040.
  3. ^ abcd Vassiliadis, E.; Wood, PR (1993). "Эволюция звезд малой и средней массы к концу асимптотической ветви гигантов с потерей массы". The Astrophysical Journal . 413 (2): 641. Bibcode :1993ApJ...413..641V. doi : 10.1086/173033 .
  4. ^ Мариго, П.; и др. (2008). «Эволюция асимптотических звезд ветви гигантов. II. Оптические и дальние инфракрасные изохроны с улучшенными моделями TP-AGB». Астрономия и астрофизика . 482 (3): 883–905. arXiv : 0711.4922 . Bibcode : 2008A&A...482..883M. doi : 10.1051/0004-6361:20078467. S2CID  15076538.
  5. ^ Галлино, Р.; и др. (1998). «Эволюция и нуклеосинтез в асимптотических звездах ветви гигантов с малой массой. II. Захват нейтронов и s-процесс». The Astrophysical Journal . 497 (1): 388–403. Bibcode :1998ApJ...497..388G. doi : 10.1086/305437 .
  6. ^ Mowlavi, N. (1999). "О третьем явлении вытягивания в звездах асимптотической ветви гигантов". Astronomy and Astrophysics . 344 : 617. arXiv : astro-ph/9903473 . Bibcode : 1999A&A...344..617M.
  7. ^ Хёфнер, С. (2008-11-01). "Ветры звезд AGB M-типа, движимые микронными зернами". Астрономия и астрофизика . 491 (2): L1–L4. Bibcode : 2008A&A...491L...1H. doi : 10.1051/0004-6361:200810641 . ISSN  0004-6361.
  8. ^ Wood, PR; Olivier, EA; Kawaler, SD (2004). "Длинные вторичные периоды в пульсирующих асимптотических ветвях гигантских звезд: исследование их происхождения". The Astrophysical Journal . 604 (2): 800. Bibcode :2004ApJ...604..800W. doi : 10.1086/382123 .
  9. ^ Хёфнер, Сюзанна; Олофссон, Ганс (2018-01-09). "Потеря массы звезд на асимптотической ветви гигантов". The Astronomy and Astrophysics Review . 26 (1): 1. doi : 10.1007/s00159-017-0106-5 . ISSN  1432-0754.
  10. ^ Хёфнер, Сюзанна; Фрейтаг, Бернд (ноябрь 2020 г.). «Объяснение ветров звезд AGB: недавний прогресс». Труды Международного астрономического союза . 16 (S366): 165–172. doi :10.1017/S1743921322000199. ISSN  1743-9213.
  11. ^ Омонт, А. (1984). Потеря массы красными гигантами (редакторы Морриса и Цукермана). Springer. стр. 269. ISBN 978-94-009-5428-1. Получено 21 ноября 2020 г. .
  12. ^ Хабинг, Х. Дж. (1996). «Окружающие звезды и звезды асимптотической ветви гигантов». Обзор астрономии и астрофизики . 7 (2): 97–207. Bibcode : 1996A&ARv...7...97H. doi : 10.1007/PL00013287. S2CID  120797516.
  13. ^ Клочкова, В.Г. (2014). «Проявления околозвездной оболочки в оптических спектрах эволюционировавших звезд». Astrophysical Bulletin . 69 (3): 279–295. arXiv : 1408.0599 . Bibcode : 2014AstBu..69..279K. doi : 10.1134/S1990341314030031. S2CID  119265398.
  14. ^ Сугерман, 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. doi : 10.1126/science.1128131. PMID  16763110. S2CID  41628158.
  15. ^ Deacon, RM; Chapman, JM; Green, AJ; Sevenster, MN (2007). "H2O Maser Observations of Candidate Post-AGB Stars and Discovery of Three High-Velocity Water Sources". The Astrophysical Journal . 658 (2): 1096. arXiv : astro-ph/0702086 . Bibcode :2007ApJ...658.1096D. doi :10.1086/511383. S2CID  7776074.
  16. ^ Хамфрис, EML (2007). «Субмиллиметровые и миллиметровые мазеры». Труды Международного астрономического союза . 242 (1): 471–480. arXiv : 0705.4456 . Bibcode : 2007IAUS..242..471H. doi : 10.1017/S1743921307013622. S2CID  119600748.
  17. ^ Фонфриа Экспосито, JP; Агундес, 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.
  18. ^ Шильке, П.; Мерингер, Д.М.; Ментен, К.М. (2000). «Субмиллиметровый HCN-лазер в IRC+10216». The Astrophysical Journal . 528 (1): L37–L40. arXiv : astro-ph/9911377 . Bibcode : 2000ApJ...528L..37S. doi : 10.1086/312416. PMID  10587490. S2CID  17990217.
  19. ^ Шильке, П.; Ментен, К. М. (2003). «Обнаружение второй, сильной субмиллиметровой линии лазера HCN в направлении углеродных звезд». The Astrophysical Journal . 583 (1): 446. Bibcode :2003ApJ...583..446S. doi : 10.1086/345099 . S2CID  122549795.
  20. ^ ab Engels, D. (1979). "Каталог звезд позднего типа с мазерным излучением OH, H2O или SiO". Astronomy and Astrophysics Supplement Series . 36 : 337. Bibcode :1979A&AS...36..337E.
  21. ^ Вернер, К.; Хервиг, Ф. (2006). «Элементарные изобилия в центральных звездах голых планетарных туманностей и горение оболочки в звездах AGB». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 118 (840): 183–204. arXiv : astro-ph/0512320 . Bibcode : 2006PASP..118..183W. doi : 10.1086/500443. S2CID  119475536.
  22. ^ Zinner, E. (1 января 2014 г.). "1.4 – Presolar Grains". Трактат по геохимии (второе издание) : 181–213. doi :10.1016/B978-0-08-095975-7.00101-7. ISBN 978-0-08-098300-4.
  23. ^ Ибен, Ико; Ренцини, Альвио (сентябрь 1983 г.). «Асимптотическая эволюция ветви гигантов и далее». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 21 (1): 271–342. Bibcode : 1983ARA&A..21..271I. doi : 10.1146/annurev.aa.21.090183.001415.
  24. ^ аб Аэртс, К.; Кристенсен-Далсгаард, Дж.; Курц, Д.В. (2010). Астеросейсмология . Спрингер . стр. 37–38. ISBN 978-1-4020-5178-4.
  25. ^ Duerbeck, HW (2002). "Последний объект вспышки гелия V4334 Sgr (объект Сакураи) – обзор". В Sterken, C.; Kurtz, DW (ред.). Наблюдательные аспекты пульсирующих звезд B и A. Серия конференций ASP . Том 256. Сан-Франциско: Астрономическое общество Тихого океана . С. 237–248. Bibcode : 2002ASPC..256..237D. ISBN 1-58381-096-X.
  26. ^ Хуан, К.-Й.; Кембалл, А.Дж.; Влеммингс, У.Т.Х.; Лай, С.-П.; Янг, Л.; Агудо, И. (июль 2020 г.). «Картирование околозвездных магнитных полей поздних эволюционировавших звезд с использованием эффекта Голдрайха-Килафиса: наблюдения CARMA на $\lambda 1.3$ мм R Crt и R Leo». The Astrophysical Journal . 899 (2): 152. arXiv : 2007.00215 . Bibcode :2020ApJ...899..152H. doi : 10.3847/1538-4357/aba122 . S2CID  220280728.
  27. ^ Siess, L. (2006). "Эволюция массивных звезд AGB". Astronomy and Astrophysics . 448 (2): 717–729. Bibcode :2006A&A...448..717S. doi : 10.1051/0004-6361:20053043 .
  28. ^ Элдридж, Дж. Дж.; Тут, К. А. (2004). «Изучение разделений и перекрытий между звездами AGB и super-AGB и сверхновыми». Memorie della Società Astronomica Italiana . 75 : 694. arXiv : astro-ph/0409583 . Bibcode : 2004MmSAI..75..694E.

Дальнейшее чтение