Asymptotyczna gałąź olbrzyma - Asymptotic giant branch

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 czerwono-olbrzyma (RGB)
  Odgałęzienie poziome (HB)
  Zmienna RR Lyrae (RR)
  Koniec ciągu głównego , gałęzi podolbrzyma i niższego RGB

Gwiazda AGB (AGB) jest regionem o schemacie Hertzsprunga-Russella zaludnionej przez ewoluowały chłodny świecących gwiazdek . Jest to okres gwiezdnej ewolucji podejmowanej przez wszystkie gwiazdy o masie od małej do średniej (0,6–10 mas Słońca) w późnym okresie ich życia.

Obserwacyjnie, gwiazda z asymptotycznego olbrzyma będzie wyglądać jak jasnoczerwony olbrzym o jasności do tysięcy razy większej niż Słońce. Jego wewnętrzna struktura charakteryzuje się centralnym i w dużej mierze obojętnym rdzeniem z węgla i tlenu, powłoką, w której hel ulega fuzji z wytworzeniem węgla (znanym jako spalanie helu ), kolejną powłoką, w której wodór ulega fuzji tworząc hel (znany jako spalanie wodoru ), oraz bardzo dużą powłokę materii o składzie podobnym do gwiazd ciągu głównego (z wyjątkiem gwiazd węglowych ).

Gwiezdna ewolucja

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

Kiedy gwiazda wyczerpuje zapasy wodoru w procesie syntezy jądrowej w swoim jądrze, rdzeń 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 rdzeniu osiągnie około3 × 10 8  K , rozpoczyna się spalanie helu (synteza jąder helu ). Rozpoczęcie spalania helu w jądrze zatrzymuje chłodzenie gwiazdy i wzrost jasności, a zamiast tego gwiazda przesuwa się w dół i w lewo na diagramie HR. Jest to gałąź pozioma (dla gwiazd z populacji II ) lub czerwona kępa (dla gwiazd z populacji I ) lub niebieska pętla dla gwiazd masywniejszych niż około 2  M ☉ .

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

Etap AGB

Faza AGB podzielona jest na dwie części, wczesną AGB (E-AGB) i termicznie pulsującą AGB (TP-AGB). Podczas fazy E-AGB głównym źródłem energii jest fuzja helu w otoczce wokół rdzenia składającego się głównie z węgla i tlenu . Podczas tej fazy gwiazda powiększa się do gigantycznych rozmiarów, aby ponownie stać się czerwonym olbrzymem. Promień gwiazdy może osiągnąć nawet jedną jednostkę astronomiczną (~215  R ☉ ).

Gdy w skorupie helowej wyczerpie się paliwo, uruchamia się TP-AGB. Teraz gwiazda czerpie energię z połączenia wodoru w cienką powłokę, która ogranicza wewnętrzną powłokę helową do bardzo cienkiej warstwy i zapobiega stabilnemu stapianiu się. Jednak w okresie 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 szczyty tysięcy razy większe niż obserwowana jasność gwiazdy, ale spada wykładniczo w ciągu zaledwie kilku lat. Błysk powłoki powoduje, że gwiazda rozszerza się i ochładza, co wyłącza spalanie wodorowej powłoki i powoduje silną konwekcję w strefie między dwiema powłokami. Kiedy paląca się otoczka helowa zbliża się do podstawy otoczki wodorowej, podwyższona temperatura ponownie uruchamia fuzję wodoru i cykl zaczyna się od nowa. Duży, ale krótkotrwały wzrost jasności z rozbłysku helowego powoduje wzrost widocznej jasności gwiazdy o kilka dziesiątych wielkości przez kilkaset lat, zmiana niezwiązana 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, co określa się mianem pogłębiania . Z powodu tego wydobycia, gwiazdy AGB mogą wykazywać w swoich widmach pierwiastki z procesu S, a silne wydobycia mogą prowadzić do formowania się gwiazd węglowych . Wszystkie pogłębiania następujące po impulsach termicznych są określane jako trzecie pogłębianie, 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 gwałtownie zwiększają swoją siłę po pierwszych kilku, więc trzecie pogłębianie jest zwykle najgłębszym i najprawdopodobniej powoduje cyrkulację materiału rdzenia na powierzchni.

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 cieplne powodują okresy jeszcze większej utraty masy i mogą spowodować oderwanie powłok materiału okołogwiazdowego. Gwiazda może stracić 50 do 70% swojej masy podczas fazy AGB. Szybkości utrata masy wynosi zwykle pomiędzy 10 -8 do 10 -5 M ⊙ lat -1 i może osiągnąć nawet tak wysokie, jak 10 -4 M ⊙ lat -1 .

Okrągłe koperty gwiazd AGB

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

Ekstensywny ubytek masy gwiazd AGB oznacza, że ​​są one otoczone rozszerzoną otoczką okołogwiazdową (CSE). Biorąc pod uwagę średni czas życia AGB wynoszący jeden Myr i prędkość zewnętrzną10  km/s , jego maksymalny promień można oszacować na mniej więcej3 × 10 14  km (30 lat świetlnych ). Jest to wartość maksymalna, ponieważ materiał wiatru zacznie mieszać się z ośrodkiem międzygwiazdowym przy bardzo dużych promieniach, a także zakłada, że ​​nie ma różnicy prędkości między gwiazdą a gazem międzygwiazdowym .

Te otoczki mają dynamiczną i interesującą chemię , z których większość jest trudna do odtworzenia w środowisku laboratoryjnym ze względu na niskie gęstości. Charakter reakcji chemicznych w otoczce zmienia się wraz z oddalaniem się materii od gwiazdy, rozszerzaniem się i ochładzaniem. W pobliżu gwiazdy gęstość otoczki jest na tyle wysoka, że ​​reakcje zbliżają się do równowagi termodynamicznej. Gdy materiał przechodzi poza około5 × 10 9  km gęstość spada do punktu, w którym kinetyka , a nie termodynamika, staje się cechą dominującą. Niektóre energetycznie korzystne reakcje nie mogą już zachodzić w gazie, ponieważ mechanizm reakcji wymaga trzeciego ciała, aby usunąć energię uwolnioną podczas tworzenia wiązania chemicznego. W tym regionie wiele reakcji, które zachodzą, obejmuje rodniki, takie jak OH (w otoczkach bogatych w tlen) lub CN (w otoczkach otaczających gwiazdy węglowe). W najbardziej zewnętrznym obszarze koperty, poza około5 × 10 11  km gęstość spada do punktu, w którym pył nie osłania już całkowicie powłoki przed międzygwiazdowym promieniowaniem UV, a gaz ulega częściowej jonizacji. Jony te następnie uczestniczą w reakcjach z neutralnymi atomami i cząsteczkami. Wreszcie, gdy otoczka łączy się z ośrodkiem międzygwiazdowym, większość cząsteczek jest niszczona przez promieniowanie UV.

Temperatura CSE jest określana przez właściwości ogrzewania i chłodzenia gazu i pyłu, ale spada wraz z promieniową odległością od fotosfery gwiazd, które są2000 –3000 tys . Specyfika chemiczna zewnętrznej AGB CSE obejmuje:

Dychotomia między gwiazdami bogatymi w tlen i bogatymi w węgiel odgrywa początkową rolę w określeniu, czy pierwsze kondensaty są tlenkami czy węglikami, 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 natychmiast pomoże w reakcjach katalizowanych powierzchniowo . Wiatry gwiazdowe z gwiazd AGB są miejscami powstawania kosmicznego pyłu 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 maseru . Cząsteczki, które odpowiadają za to to SiO , H 2 O , OH , HCN i SiS . SiO, H 2 O i OH Masery są zwykle w M typu bogatego w tlen AGB gwiazdy, takie jak R Cassiopeiae i U Orionis , zaś HCN i SIS Masery są powszechnie obecne w węglu, takie jak baza IRC +10216 . Gwiazdy typu S z maserami są rzadkością.

Gdy gwiazdy te utraciły prawie wszystkie swoje otoczki i pozostały tylko obszary jądra, ewoluują dalej w krótko żyjącą mgławicę protoplanetarną . Ostateczny los otoczek AGB reprezentują mgławice planetarne (PNe).

Późny impuls termiczny

Aż jedna czwarta wszystkich gwiazd post-AGB przechodzi tak zwany epizod „narodzonych na nowo”. Rdzeń węglowo-tlenowy jest teraz otoczony helem z zewnętrzną powłoką z wodoru. Jeśli hel zostanie ponownie zapalony, pojawia się impuls termiczny i gwiazda szybko powraca do AGB, stając się obiektem gwiezdnym z niedoborem wodoru i spalającym hel. Jeśli gwiazda nadal ma powłokę spalającą wodór, gdy pojawia się ten impuls termiczny, nazywa się to „późnym impulsem termicznym”. Inaczej nazywa się to „bardzo późnym impulsem termicznym”.

Zewnętrzna atmosfera nowo narodzonej gwiazdy rozwija wiatr gwiezdny, a gwiazda ponownie podąża ścieżką ewolucyjną w poprzek diagramu Hertzsprunga-Russella . Jednak ta faza jest bardzo krótka i trwa tylko około 200 lat, zanim gwiazda ponownie skieruje się w stronę białego karła . Obserwacyjnie, ta późna faza impulsu cieplnego wydaje się niemal identyczna z gwiazdą Wolfa-Rayeta pośrodku swojej własnej mgławicy planetarnej .

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

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

Gwiazdy Super-AGB

Główny artykuł: gwiazda Super-AGB

Gwiazdy bliskie górnej granicy masy, które nadal kwalifikują 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 pierwiastki cięższe od węgla: głównie tlen, ale także trochę magnezu, neonu, 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 helowego. Drugie pogłębianie jest bardzo silne w tym zakresie mas i utrzymuje rozmiar rdzenia poniżej poziomu wymaganego do wypalenia neonu, jak to ma miejsce w przypadku nadolbrzymów o większej masie. Rozmiar impulsów termicznych i trzeciego pogłębiania 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 kończy się jako tlenowo-neonowe białe karły. Ponieważ gwiazdy te są znacznie częstsze niż nadolbrzymy o większej masie, mogą tworzyć wysoki odsetek obserwowanych supernowych. Wykrycie przykładów takich supernowych dostarczyłoby cennego potwierdzenia modeli, które są wysoce zależne od założeń.

Zobacz też

Bibliografia

Dalsza lektura