Асимптотическая ветвь гигантов (AGB) — это область диаграммы Герцшпрунга–Рассела, населенная эволюционировавшими холодными светящимися звездами . Это период звездной эволюции , который проходят все звезды с малой и средней массой (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 плавится 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]
Когда звезда исчерпывает запас 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 верхнему правому углу диаграммы HR. [2] В конце концов, как только температура в активной зоне достигнет примерно3 × 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 снова 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]
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, состоящей 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]
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 M ⊙ год -1 и может даже достигать 10 -4 M ⊙ год -1 . [9]
Обширная потеря массы звезд AGB означает, что они окружены расширенной околозвездной оболочкой (CSE). Учитывая среднее время жизни AGB в один млн лет и внешнюю скорость10 км/с , его максимальный радиус можно оценить примерно3 × 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 между звездой и межзвездным газом нет разницы в скоростях .
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. Поскольку материал выходит за рамки примерно5 × 10 9 км плотность падает до такой степени, что кинетика , а не термодинамика, становится доминирующей чертой. 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 примерно5 × 10 11 км плотность падает до такой степени, что пыль уже не полностью экранирует 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 , находящихся2000 –3000 К. К химическим особенностям внешнего вида АГБ КСЭ 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, H 2 O и OH обычно обнаруживаются в богатых кислородом звездах AGB M-типа, таких как R Cassiopeiae и U Orionis , [19] в то время как HCN и Мазеры 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]
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. [21] 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». [22]
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 . [21]
Такие звезды, как Объект Сакурая и FG Sagittae, наблюдаются по мере их быстрого развития на этой фазе.
Недавно сообщалось [23] о картировании околозвездных магнитных полей теплопульсирующих (TP-) звезд AGB с использованием так называемого эффекта Голдрейха-Килафиса .
Звезды, близкие к верхнему пределу массы, но все еще квалифицируемые как звезды AGB, демонстрируют некоторые необычные свойства и были названы звездами супер-AGB. Они имеют массы от 7 M ☉ до 9 или 10 M ☉ (и более [24] ). 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. [25] 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 цитата ]
