Asymptotyczna gałąź olbrzymia

Diagram H – R dla gromady kulistej M5 , ze znanymi gwiazdami AGB zaznaczonymi na niebiesko, otoczonymi przez niektóre z jaśniejszych gwiazd gałęzi czerwonych olbrzymów, pokazanych na pomarańczowo
  Asymptotyczna gałąź olbrzymia (AGB)
  Górna gałąź czerwonego olbrzyma (RGB)
   Gałąź pozioma (HB)
   RR Lyrae zmienna (RR)
  Koniec sekwencji głównej , gałąź podrzędna i dolny RGB

Asymptotyczna gałąź olbrzyma (AGB) to obszar diagramu Hertzsprunga-Russella zaludniony przez wyewoluowane chłodne, świecące gwiazdy . Jest to okres ewolucji gwiazd podejmowany przez wszystkie gwiazdy o masie od małej do średniej (około 0,5 do 8 mas Słońca) w późnym okresie ich życia.

Z obserwacji wynika, że ​​asymptotyczna gwiazda z gałęzi olbrzyma pojawi się jako jasny czerwony olbrzym o jasności sięgającej nawet tysięcy razy większej niż Słońce. Jego struktura wewnętrzna charakteryzuje się centralnym i w dużej mierze obojętnym rdzeniem z węgla i tlenu, powłoką, w której hel przechodzi syntezę, tworząc węgiel ( tzw . oraz bardzo duża otoczka materiału o składzie podobnym do gwiazd ciągu głównego (z wyjątkiem gwiazd węglowych ).

Ewolucja gwiazd

Gwiazda podobna do Słońca przesuwa się na AGB z gałęzi poziomej po wyczerpaniu helu w jądrze
5 M ☉ przesuwa się na AGB po niebieskiej pętli , gdy hel jest wyczerpany w jej jądrze

Kiedy gwiazda wyczerpuje zapasy wodoru w procesach syntezy jądrowej w swoim jądrze, jądro kurczy się, a jego temperatura wzrasta, powodując rozszerzanie się i ochładzanie zewnętrznych warstw gwiazdy. Gwiazda staje się czerwonym olbrzymem, podążając śladem w kierunku prawego górnego rogu diagramu HR. Ostatecznie, gdy temperatura w jądrze osiągnie około   3 × 10 8 K , rozpoczyna się spalanie helu (synteza jąder helu ). Początek spalania helu w jądrze zatrzymuje chłodzenie gwiazdy i wzrost jasności, a gwiazda zamiast tego przesuwa się w dół iw lewo na wykresie HR. Jest to gałąź pozioma (dla gwiazd populacji II ) lub niebieska pętla dla gwiazd masywniejszych niż około 2,3 M ☉ .

Po zakończeniu spalania helu w jądrze gwiazda ponownie przesuwa się na diagramie w prawo iw górę, ochładzając się i rozszerzając wraz ze wzrostem jasności. Jej ścieżka jest prawie wyrównana z poprzednią ścieżką czerwonego olbrzyma, stąd nazwa asymptotyczna gałąź olbrzyma , chociaż gwiazda stanie się jaśniejsza na AGB niż na końcu gałęzi czerwonego olbrzyma. Gwiazdy na tym etapie ewolucji gwiazd są znane jako gwiazdy AGB.

etap AGB

Faza AGB jest podzielona na dwie części, wczesną AGB (E-AGB) i pulsującą termicznie AGB (TP-AGB). Podczas fazy E-AGB głównym źródłem energii jest fuzja helu w powłoce wokół rdzenia składającego się głównie z węgla i tlenu . Podczas tej fazy gwiazda puchnie do gigantycznych rozmiarów, aby ponownie stać się czerwonym olbrzymem. Promień gwiazdy może osiągać wielkość jednej jednostki astronomicznej (~215 R ☉ ).

Po wyczerpaniu się paliwa w powłoce helowej uruchamia się TP-AGB. Teraz gwiazda czerpie energię z syntezy wodoru w cienkiej powłoce, co ogranicza wewnętrzną helu do bardzo cienkiej warstwy i uniemożliwia jej stabilną syntezę. Jednak w okresach od 10 000 do 100 000 lat hel ze spalania powłoki wodorowej gromadzi się i ostatecznie powłoka helowa zapala się wybuchowo, proces znany jako błysk powłoki helowej . Moc błysku powłoki osiąga wartość szczytową tysiące razy większą od obserwowanej jasności gwiazdy, ale maleje wykładniczo w ciągu zaledwie kilku lat. Rozbłysk powłoki powoduje rozszerzanie się i ochładzanie gwiazdy, co wyłącza spalanie powłoki wodorowej i powoduje silną konwekcję w strefie między dwiema powłokami. Kiedy płonąca powłoka helowa zbliża się do podstawy powłoki wodorowej, podwyższona temperatura ponownie uruchamia syntezę wodoru i cykl zaczyna się od nowa. Duży, ale krótkotrwały wzrost jasności z błysku powłoki helowej powoduje wzrost widzialnej jasności gwiazdy o kilka dziesiątych wielkości na kilkaset lat. Zmiany te nie są związane ze zmianami jasności w okresach od dziesiątek do setek dni, które są powszechne w tego typu gwiazdach.

Ewolucja gwiazdy 2 M ☉ na TP-AGB

Podczas impulsów termicznych, które trwają zaledwie kilkaset lat, materiał z obszaru rdzenia może zostać wmieszany w warstwy zewnętrzne, zmieniając skład powierzchni, w procesie zwanym pogłębianiem . Z powodu tego pogłębiania gwiazdy AGB mogą wykazywać elementy procesu S w swoich widmach, a silne pogłębianie może prowadzić do powstawania gwiazd węglowych . Wszystkie pogłębiania następujące po impulsach termicznych są określane jako trzecie pogłębiania, po pierwszym pogłębianiu, które ma miejsce na gałęzi czerwonego olbrzyma, i drugim pogłębianiu, które ma miejsce podczas E-AGB. W niektórych przypadkach może nie być drugiego pogłębiania, ale pogłębianie następujące po impulsach termicznych nadal będzie nazywane trzecim pogłębianiem. Impulsy termiczne szybko rosną w siłę po kilku pierwszych, więc trzecie pogłębianie jest generalnie najgłębsze i najprawdopodobniej spowoduje cyrkulację materiału rdzenia na powierzchnię.

Gwiazdy AGB są zazwyczaj zmiennymi długookresowymi i tracą masę w postaci wiatru gwiazdowego . W przypadku gwiazd AGB typu M wiatry gwiazdowe są najskuteczniej napędzane przez ziarna wielkości mikronów. Impulsy termiczne powodują okresy jeszcze większej utraty masy i mogą skutkować oderwaniem się powłok materiału okołogwiazdowego. Gwiazda może stracić od 50 do 70% swojej masy podczas fazy AGB. Tempo utraty masy zwykle mieści się w zakresie od 10-8 do 10-5 M ⊙rok - 1 , a może sięgać nawet 10-4 M ⊙rok - 1 .

Otoczki okołogwiazdowe gwiazd AGB

Zobacz także: Lista cząsteczek międzygwiazdowych i okołogwiazdowych
Powstawanie mgławicy planetarnej pod koniec fazy asymptotycznej gałęzi olbrzyma.

Znaczna utrata masy gwiazd AGB oznacza, że ​​są one otoczone przez rozszerzoną otoczkę okołogwiazdową (CSE). Biorąc pod uwagę średni czas życia AGB wynoszący jeden Myr i prędkość zewnętrzną 10 km/s , jego maksymalny promień można oszacować na około   3 × 10 14 km (30 lat świetlnych ). Jest to wartość maksymalna, ponieważ materiał wiatru zacznie mieszać się z ośrodkiem międzygwiazdowym na bardzo dużych promieniach, a także zakłada, że ​​nie ma różnicy prędkości między gwiazdą a gazem międzygwiazdowym .

Koperty te mają dynamiczną i interesującą chemię , z której wiele jest trudnych do odtworzenia w środowisku laboratoryjnym ze względu na niskie gęstości. Natura reakcji chemicznych w otoczce zmienia się, gdy materia oddala się od gwiazdy, rozszerza się i ochładza. W pobliżu gwiazdy gęstość otoczki jest na tyle duża, że ​​reakcje zbliżają się do równowagi termodynamicznej. Gdy materiał przekracza wymiary około   5 × 10 9 km , gęstość spada do punktu, w którym dominującą cechą staje się kinetyka , a nie termodynamika. Niektóre energetycznie korzystne reakcje nie mogą już zachodzić w gazie, ponieważ mechanizm reakcji wymaga trzeciego ciała, aby usunąć energię uwalnianą podczas tworzenia wiązania chemicznego. W tym regionie wiele zachodzących reakcji obejmuje rodniki , takie jak OH (w otoczkach bogatych w tlen) lub CN (w otoczkach otaczających gwiazdy węglowe). W najbardziej oddalonym obszarze otoczki, poza obszarem około   5 × 10 11 km , gęstość spada do punktu, w którym pył nie chroni już całkowicie otoczki przed międzygwiazdowym promieniowaniem UV , a gaz staje się częściowo zjonizowany. Jony te następnie biorą udział w reakcjach z obojętnymi atomami i cząsteczkami. Wreszcie, gdy otoczka łączy się z ośrodkiem międzygwiazdowym, większość cząsteczek jest niszczona przez promieniowanie UV.

Temperatura CSE jest określona przez właściwości ogrzewania i chłodzenia gazu i pyłu, ale spada wraz z promieniową odległością od fotosfery gwiazd , która wynosi 2000 – 3000 K . Cechy chemiczne AGB CSE na zewnątrz obejmują:

Dychotomia między gwiazdami bogatymi w tlen i w węgiel ma początkową rolę w określeniu, czy pierwsze kondensaty to tlenki czy węgliki, ponieważ najmniej obfity z tych dwóch pierwiastków prawdopodobnie pozostanie w fazie gazowej jako CO x .

W strefie powstawania pyłu pierwiastki i związki ogniotrwałe ( Fe , Si , MgO itp.) są usuwane z fazy gazowej i trafiają do ziaren pyłu . Nowo powstały pył będzie natychmiast wspomagał reakcje katalizowane powierzchniowo . Wiatry gwiazdowe z gwiazd AGB są miejscami pyłu kosmicznego i uważa się, że są głównymi miejscami produkcji pyłu we wszechświecie.

Wiatry gwiazdowe gwiazd AGB ( zmienne Mira i gwiazdy OH/IR ) są również często miejscem emisji masera . H2O SiS Cząsteczki odpowiedzialne za to to SiO , , OH , HCN i . Masery SiO, H 2 O i OH zwykle znajdują się w bogatych w tlen gwiazdach AGB typu M, takich jak R Cassiopeiae i U Orionis , podczas gdy masery HCN i SiS zwykle znajdują się w gwiazdach węglowych, takich jak IRC +10216 . Gwiazdy typu S z maserami są rzadkością.

Po tym, jak gwiazdy te straciły prawie wszystkie swoje otoczki i pozostały tylko obszary rdzenia, ewoluują dalej w krótkotrwałą mgławicę protoplanetarną . Ostateczny los otoczek AGB jest reprezentowany przez mgławice planetarne (PNe).

Późny impuls termiczny

Aż jedna czwarta wszystkich gwiazd po AGB przechodzi coś, co nazywa się epizodem „nowego narodzenia”. Rdzeń węglowo-tlenowy jest teraz otoczony helem z zewnętrzną powłoką z wodoru. Jeśli hel zostanie ponownie zapalony, nastąpi impuls termiczny i gwiazda szybko powróci do AGB, stając się spalającym hel obiektem gwiezdnym z niedoborem wodoru. Jeśli gwiazda nadal ma powłokę spalającą wodór, gdy pojawia się ten impuls termiczny, nazywa się to „późnym impulsem termicznym”. W przeciwnym razie nazywa się to „bardzo późnym impulsem termicznym”.

W zewnętrznej atmosferze odrodzonej gwiazdy rozwija się wiatr gwiezdny, a gwiazda ponownie podąża ścieżką ewolucji na diagramie Hertzsprunga-Russella . Jednak ta faza jest bardzo krótka, trwa tylko około 200 lat, zanim gwiazda ponownie skieruje się w stronę białego karła . Z obserwacji wynika, że ​​ta późna faza impulsu termicznego wydaje się niemal identyczna z gwiazdą Wolfa-Rayeta pośrodku własnej mgławicy planetarnej .

Gwiazdy takie jak Obiekt Sakurai i FG Sagittae są obserwowane, gdy szybko ewoluują w tej fazie.

Mapowanie okołogwiazdowych pól magnetycznych pulsujących termicznie (TP-) gwiazd AGB zostało ostatnio opisane przy użyciu tak zwanego efektu Goldreicha-Kylafisa .

Gwiazdy Super-AGB

Główny artykuł: gwiazda Super-AGB

Gwiazdy bliskie górnej granicy masy, aby nadal kwalifikować się jako gwiazdy AGB, wykazują pewne szczególne właściwości i zostały nazwane gwiazdami super-AGB. Mają masy powyżej 7 M ☉ i do 9 lub 10 M ☉ (lub więcej). Reprezentują przejście do bardziej masywnych nadolbrzymów, które przechodzą pełną fuzję pierwiastków cięższych od helu. Podczas procesu potrójnej alfa powstają również niektóre pierwiastki cięższe od węgla: głównie tlen, ale także magnez, neon, a nawet cięższe pierwiastki. Gwiazdy Super-AGB rozwijają częściowo zdegenerowane rdzenie węglowo-tlenowe, które są wystarczająco duże, aby zapalić węgiel w błysku analogicznym do wcześniejszego błysku helu. Drugie pogłębianie jest bardzo silne w tym zakresie mas i utrzymuje rozmiar rdzenia poniżej poziomu wymaganego do spalania neonu, jak ma to miejsce w nadolbrzymach o większej masie. Rozmiar impulsów termicznych i trzecich pogłębień jest zmniejszony w porównaniu z gwiazdami o mniejszej masie, podczas gdy częstotliwość impulsów termicznych dramatycznie wzrasta. Niektóre gwiazdy super-AGB mogą eksplodować jako supernowa wychwytująca elektrony, ale większość skończy jako białe karły tlenowo-neonowe. Ponieważ gwiazdy te są znacznie bardziej powszechne niż nadolbrzymy o większej masie, mogą tworzyć dużą część obserwowanych supernowych. Wykrywanie przykładów takich supernowych dostarczyłoby cennego potwierdzenia modeli, które w dużym stopniu zależą od założeń. [ potrzebne źródło ]

Zobacz też

Dalsza lektura

Pobrano z „ https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Asymptotic_giant_branch&oldid=1134651589 ”