Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Диаграмма H – R для шарового скопления M5 с известными звездами AGB, отмеченными синим цветом, в окружении некоторых наиболее ярких звезд ветви красных гигантов, показанных оранжевым
  Асимптотическая ветвь гигантов (AGB)
  Верхняя ветвь красных гигантов (RGB)
  Горизонтальный отвод (HB)
  Переменная RR Лиры (RR)
  Конец главной последовательности , ветви субгигантов и нижний RGB

Асимптотическую ветвь гигантов (AGB) представляет собой область диаграммы Герцшпрунга-Рассела населенной эволюционировали круто светящимися звездами . Это период звездной эволюции, предпринятой всеми звездами с низкой и средней массой (0,6–10 масс Солнца) в конце своей жизни.

С точки зрения наблюдений, звезда с асимптотической ветвью гигантов будет выглядеть как ярко- красный гигант со светимостью в тысячи раз большей, чем Солнце. Его внутренняя структура характеризуется центральным и в значительной степени инертным ядром из углерода и кислорода, оболочкой, в которой гелий подвергается плавлению с образованием углерода (известному как горение гелия ), другой оболочке, в которой водород претерпевает синтез с образованием гелия (известный как горение водорода ), и очень большая оболочка из материала, по составу похожего на звезды главной последовательности (за исключением углеродных звезд ). [1]

Звездная эволюция [ править ]

Солнцеобразная звезда движется на AGB из горизонтальной ветви после истощения ядра гелия.
Звезда 5  M ☉ перемещается на AGB после синей петли, когда в ее ядре заканчивается гелий.

Когда звезда исчерпывает запас водорода из- за процессов ядерного синтеза в ее ядре, ядро ​​сжимается, и его температура увеличивается, в результате чего внешние слои звезды расширяются и охлаждаются. Звезда становится красным гигантом, двигаясь по дорожке к верхнему правому углу диаграммы ЧСС. [2] В конце концов, когда температура в активной зоне достигнет примерно3 × 10 8  К , горение гелия (слияние гелий начинается ядра). 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 красный сгусток (для звезд населения I ) или синяя петля для звезд более массивных, чем примерно 2  M ☉ . [3]

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

Стадия AGB [ править ]

Фаза AGB делится на две части: ранний AGB (E-AGB) и термически импульсный 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 увеличивается до гигантских размеров, чтобы снова стать красным гигантом. Радиус звезды может достигать одной астрономической единицы (~ 215  R ☉ ). [3]

После того, как в гелиевой оболочке заканчивается топливо, запускается TP-AGB. Теперь звезда получает свою энергию от синтеза водорода в тонкой оболочке, которая ограничивает внутреннюю гелиевую оболочку очень тонким слоем и препятствует ее стабильному слиянию. Однако в течение периодов от 10 000 до 100 000 лет гелий из горящей водородной оболочки накапливается, и в конечном итоге гелиевая оболочка воспламеняется со взрывом - процесс, известный как вспышка гелиевой оболочки . Мощность вспышки оболочки достигает пика, в тысячи раз превышающего наблюдаемую светимость 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 гелиевая оболочка приближается к основанию водородной оболочки, повышенная температура снова зажигает 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, причем это изменение не связано с изменениями яркости на периодах от десятков до сотен дней, которые обычны для этого типа звезд. [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 - процесс, называемый выемкой грунта . Из-за этого драгирования звезды AGB могут показывать элементы S-процесса в своих спектрах, а сильные драгирования могут привести к образованию углеродных звезд.. Все выемки земснарядов после тепловых импульсов называются третьими выемками грунта после первого выемки грунта, который происходит на ветви красного гиганта, и второго выемки грунта, который происходит во время E-AGB. В некоторых случаях может не быть второй выемки грунта, но выемка грунта после тепловых импульсов все равно будет называться третьей выемкой грунта. Тепловые импульсы быстро нарастают по силе после первых нескольких, поэтому третьи выемки, как правило, являются самыми глубокими и с наибольшей вероятностью распространяют материал ядра 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 возбуждаются зернами микронного размера. [7] Тепловые импульсы вызывают периоды еще большей потери массы и могут привести к отрыву оболочек из околозвездного материала. Звезда может потерять от 50 до 70% своей массы во время фазы AGB. [8] Скорость потери массы , как правило , в диапазоне от 10 -8 до 10 -5 М ⊙ год -1 , и даже может достигать 10 -4 M ⊙ года -1 . [9]

Околозвездные оболочки звезд AGB [ править ]

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

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

Эти конверты обладают динамичным и интересным химическим составом , большую часть которого трудно воспроизвести в лабораторных условиях из-за низкой плотности. Характер химических реакций в оболочке изменяется 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 рамки5 × 10 9  км плотность падает до точки, где кинетика , а не термодинамика, становится доминирующей характеристикой. Некоторые энергетически выгодные реакции больше не могут происходить в газе, потому что механизм реакции требует, чтобы третье тело отводило энергию, выделяющуюся при образовании химической связи. В этой области во многих реакциях, которые действительно происходят, участвуют такие радикалы , как OH (в богатых кислородом оболочках) или CN (в оболочках, окружающих углеродные звезды). В самой внешней области конверта, за пределами5 × 10 11  км , плотность падает до точки, при которой 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. [10] [11]

Температура CSE определяется нагревательными и охлаждающими свойствами газа и пыли, но падает с радиальным расстоянием от фотосферы звезд.2,000 -3000 K . Химические особенности CSE AGB наружу включают: [12]

  • Фотосфера: химия локального термодинамического равновесия.
  • Пульсирующая звездная оболочка: химия шока
  • Зона пылеобразования
  • Химически тихий
  • Межзвездное ультрафиолетовое излучение и фотодиссоциация из молекул  - комплексная химия

Дихотомия между богатыми кислородом и богатыми углеродом звездами играет начальную 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.) Удаляются из газовой фазы и попадают в частицы пыли . Новообразованная пыль немедленно способствует каталитическим поверхностным реакциям . Звездные ветры от звезд AGB являются местами образования космической пыли и считаются основными местами образования пыли во Вселенной. [13]

Звездные ветры звезд AGB ( переменные Mira и звезды OH / IR ) также часто являются местом мазерного излучения . Молекулы, которые объясняют это, - это SiO , H 2 O , OH , HCN и SiS . [14] [15] [16] [17] [18] Мазеры SiO, H 2 O и OH обычно обнаруживаются у богатых кислородом звезд 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 - редкость. [19]

После того, как эти звезды потеряли почти все свои оболочки и остались только ядра, они эволюционируют в короткоживущие протопланетные туманности . Окончательная судьба оболочек AGB представлена планетарными туманностями (PNe). [20]

Поздний тепловой импульс [ править ]

Целая четверть всех звезд пост-AGB переживает то, что называют «рождением 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, превращаясь в горящий гелий звездный объект с дефицитом водорода. [21] Если звезда все еще имеет оболочку, горящую водородом, когда происходит этот тепловой импульс, это называется «поздним тепловым импульсом». В противном случае это называется «очень поздний тепловой импульс». [22]

Во внешней атмосфере возрожденной звезды развивается звездный ветер, и звезда снова следует по эволюционному пути на диаграмме 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 кажется почти идентичной звезде Вольфа – Райе в центре ее собственной планетарной туманности . [21]

Наблюдаются такие звезды, как Объект Сакураи и FG Sagittae , поскольку они быстро эволюционируют на этом этапе.

Недавно было сообщено о картировании околозвездных магнитных полей термопульсирующих (TP-) AGB-звезд [23] с использованием так называемого эффекта Голдрейха-Килафиса .

Звезды Super-AGB [ править ]

Основная статья: звезда Super-AGB

Звезды, близкие к верхнему пределу массы, которые все еще квалифицируются как звезды AGB, демонстрируют некоторые специфические свойства и были названы звездами супер-AGB. Они имеют массы выше 7  М ☉ и до 9 или 10  М ☉ (или более [24] ). Они представляют собой переход к более массивным звездам-сверхгигантам, которые претерпевают полное слияние 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, достаточно большие, чтобы воспламенить углерод во вспышке, аналогичной более ранней вспышке гелия. Вторая драгировка очень сильна в этом диапазоне масс и удерживает размер ядра ниже уровня, необходимого для горения неона, как это происходит у сверхгигантов с большей массой. Размер тепловых импульсов и третьих драг-апов уменьшен по сравнению со звездами с меньшей массой, а частота тепловых импульсов резко возрастает. Некоторые супер-AGB-звезды могут взорваться как сверхновые, захватившие электрон, но большинство из них закончится как кислородно-неоновые белые карлики. [25] Поскольку эти звезды встречаются гораздо чаще, чем сверхгиганты с более высокой массой, они могут составлять значительную часть наблюдаемых сверхновых. Обнаружение примеров этих сверхновых может дать ценное подтверждение моделей, которые сильно зависят от предположений. [ необходима цитата ]

См. Также [ править ]

  • Красный гигант  - большие холодные звезды, которые исчерпали свой водород.
  • Мира  - звезда красного гиганта Омикрон Кита
  • Переменная Мира  - Тип переменной звезды
  • Углеродная звезда  - звезда, атмосфера которой содержит больше углерода, чем кислорода.
  • Протопланетная туманность  - туманность, окружающая умирающую звезду.
  • Планетарная туманность  - Тип эмиссионной туманности.

Ссылки [ править ]

  1. ^ Латтанцио, Дж .; Форестини, М. (1999). «Нуклеосинтез в звездах AGB». В Le Bertre, T .; Lebre, A .; Велькенс, К. (ред.). Асимптотические звезды-гиганты-ветки . Симпозиум МАС 191. стр. 31. Bibcode : 1999IAUS..191 ... 31L . ISBN 978-1-886733-90-9.
  2. ^ Ибен, I. (1967). «Звездный Evolution.VI. Эволюция от главной последовательности в красном Giant Сектор Звезды Mass 1  M ☉ , 1,25  М ☉ и 1,5   М ☉ ». Астрофизический журнал . 147 : 624. Bibcode : 1967ApJ ... 147..624I . DOI : 10.1086 / 149040 .
  3. ^ a b c d Vassiliadis, E .; Вуд, PR (1993). «Эволюция звезд малых и средних масс до конца асимптотической ветви гигантов с потерей массы». Астрофизический журнал . 413 (2): 641. Bibcode : 1993ApJ ... 413..641V . DOI : 10.1086 / 173033 .
  4. ^ Мариго, P .; и другие. (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 . Bibcode : 2008A & A ... 482..883M . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078467 . S2CID 15076538 . 
  5. ^ Галлино, Р .; и другие. (1998). "Эволюция и нуклеосинтез в маломассивных асимптотических звездах-гигантах. II. Захват нейтронов и его процессы" . Астрофизический журнал . 497 (1): 388–403. Bibcode : 1998ApJ ... 497..388G . DOI : 10.1086 / 305437 .
  6. ^ Mowlavi, Н. (1999). «О третьем явлении драгирования в звездах асимптотической ветви гигантов». Астрономия и астрофизика . 344 : 617. arXiv : astro-ph / 9903473 . Бибкод : 1999A & A ... 344..617M .
  7. ^ Höfner, S. (2008-11-01). «Ветры звезд AGB M-типа, движимые микронными зернами» . Астрономия и астрофизика . 491 (2): L1 – L4. DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200810641 . ISSN 0004-6361 . 
  8. ^ Дерево, PR; Оливье, EA; Кавалер, SD (2004). "Длинные вторичные периоды в пульсирующих звездах асимптотической ветви гигантов: исследование их происхождения" . Астрофизический журнал . 604 (2): 800. Bibcode : 2004ApJ ... 604..800W . DOI : 10.1086 / 382123 .
  9. ^ Höfner, Susanne; Олофссон, Ханс (2018-01-09). «Потеря массы звезд на асимптотической ветви гигантов» . Обзор астрономии и астрофизики . 26 (1): 1. DOI : 10.1007 / s00159-017-0106-5 . ISSN 1432-0754 . 
  10. ^ Omont, A. (1984). Массовые потери от красных гигантов (Morris & Zuckerman Eds) . Springer. п. 269. ISBN. 978-94-009-5428-1. Проверено 21 ноября 2020 года .
  11. ^ Habing, HJ (1996). «Околозвездные оболочки и звезды асимптотической ветви гигантов». Обзор астрономии и астрофизики . 7 (2): 97–207. Bibcode : 1996A & ARv ... 7 ... 97H . DOI : 10.1007 / PL00013287 . S2CID 120797516 . 
  12. ↑ Клочкова, В.Г. (2014). «Проявления околозвездной оболочки в оптических спектрах эволюционировавших звезд». Астрофизический бюллетень . 69 (3): 279–295. arXiv : 1408,0599 . Bibcode : 2014AstBu..69..279K . DOI : 10.1134 / S1990341314030031 . S2CID 119265398 . 
  13. ^ Sugerman, Бен EK; Эрколано, Барбара ; Барлоу, MJ; Тиленс, AGGM; Клейтон, Джеффри Ч .; Zijlstra, Albert A .; Мейкснер, Маргарет; Спек, Анджела; Гледхилл, Тим М .; Панагия, Нино; Коэн, Мартин; Гордон, Карл Д .; Мейер, Мартин; Фаббри, Джоанна; Боуи, Джанет. E .; Welch, Douglas L .; Риган, Майкл В .; Кенникатт, Роберт С. (2006). «Сверхновые с массивными звездами как крупные фабрики по производству пыли». Наука . 313 (5784): 196–200. arXiv : astro-ph / 0606132 . Bibcode : 2006Sci ... 313..196S . DOI : 10.1126 / science.1128131 . PMID 16763110 . S2CID 41628158  .
  14. ^ Дьякон, RM; Чепмен, Дж. М.; Грин, AJ; Севенстер, Миннесота (2007). «Мазерные наблюдения H2O звезд-кандидатов в Post-AGB и открытие трех высокоскоростных водных источников». Астрофизический журнал . 658 (2): 1096. arXiv : astro-ph / 0702086 . Bibcode : 2007ApJ ... 658.1096D . DOI : 10.1086 / 511383 . S2CID 7776074 . 
  15. ^ Хамфрис, EML (2007). «Субмиллиметровые и миллиметровые мазеры». Астрофизические мазеры и их окружение, Труды Международного Астрономического Союза, Симпозиум МАС . 242 (1): 471–480. arXiv : 0705.4456 . Bibcode : 2007IAUS..242..471H . DOI : 10.1017 / S1743921307013622 . S2CID 119600748 . 
  16. ^ Fonfría Expósito, JP; Agúndez, M .; Tercero, B .; Пардо, младший; Черничаро, Дж. (2006). «Мазерное излучение SiS с высоким J v = 0 в IRC + 10216: новый случай перекрытия инфракрасного излучения». Астрофизический журнал . 646 (1): L127. arXiv : 0710.1836 . Bibcode : 2006ApJ ... 646L.127F . DOI : 10.1086 / 507104 . S2CID 17803905 . 
  17. ^ Schilke, P .; Mehringer, DM; Ментен, К.М. (2000). «Субмиллиметровый HCN-лазер в IRC + 10216». Астрофизический журнал . 528 (1): L37. arXiv : astro-ph / 9911377 . Bibcode : 2000ApJ ... 528L..37S . DOI : 10.1086 / 312416 . PMID 10587490 . S2CID 17990217 .  
  18. ^ Schilke, P .; Ментен, К.М. (2003). «Обнаружение второй, сильной линии субмиллиметрового лазера HCN в направлении углеродных звезд». Астрофизический журнал . 583 (1): 446. Bibcode : 2003ApJ ... 583..446S . DOI : 10.1086 / 345099 .
  19. ^ a b Энгельс, Д. (1979). «Каталог звезд поздних типов с мазерным излучением OH, H2O или SiO». Серия дополнений к астрономии и астрофизике . 36 : 337. Bibcode : 1979A & AS ... 36..337E .
  20. ^ Вернер, К .; Хервиг, Ф. (2006). "Изобилие элементов в центральных звездах голой планетарной туманности и горение оболочки в звездах AGB". Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 118 (840): 183–204. arXiv : astro-ph / 0512320 . Bibcode : 2006PASP..118..183W . DOI : 10.1086 / 500443 . S2CID 119475536 . 
  21. ^ a b Aerts, C .; Christensen-Dalsgaard, J .; Курц, DW (2010). Астеросейсмология . Springer . стр.  37 -38. ISBN 978-1-4020-5178-4.
  22. ^ Duerbeck, HW (2002). «Последний объект гелиевой вспышки V4334 Sgr (Объект Сакураи) - обзор». In Sterken, C .; Курц, DW (ред.). Наблюдательные аспекты пульсирующий B и A звезды . Серия конференций ASP . 256 . Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество . С. 237–248. Bibcode : 2002ASPC..256..237D . ISBN 1-58381-096-X.
  23. ^ Хуанг, К.-Й .; Кембалл, AJ; Влеммингс, WHT; Lai, S.-P .; Ян, Л .; Агудо, И. (июль 2020 г.). «Картографирование околозвездных магнитных полей звезд позднего типа с помощью эффекта Голдрейха-Килафиса: наблюдения CARMA на $ \ lambda 1,3 $ мм от R Crt и R Leo». Астрофизический журнал . 899 (2): 152. arXiv : 2007.00215 . Bibcode : 2020ApJ ... 899..152H . DOI : 10,3847 / 1538-4357 / aba122 . S2CID 220280728 . 
  24. ^ Siess, L. (2006). «Эволюция массивных звезд AGB» . Астрономия и астрофизика . 448 (2): 717–729. Бибкод : 2006A & A ... 448..717S . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20053043 .
  25. ^ Элдридж, JJ; Тут, Калифорния (2004). «Изучение разделения и перекрытия между звездами AGB и супер-AGB и сверхновыми». Memorie della Società Astronomica Italiana . 75 : 694. arXiv : astro-ph / 0409583 . Bibcode : 2004MmSAI..75..694E .

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Доэрти, Кэролайн Л .; Гил-Понс, Пилар; Сисс, Лайонел; Латтанцио, Джон К.; Лау, Герберт HB (2015-01-21). « Сверх- и массивные звезды AGB - IV. Конечные судьбы - отношение масс начальной к конечной ». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 446 (3): 2599–2612. DOI: 10.1093 / MNRAS / stu2180 . ISSN 1365-2966.
  • Лангер, Н. "Поздняя эволюция звезд малых и средних масс" (PDF) . Конспект лекций "Звезды и звездная эволюция" . Боннский университет / Argelander-Institut für Astronomie. Архивировано из оригинального (PDF) 13 октября 2014 года . Проверено 29 января 2013 .
  • Habing, HJ; Олофссон, Х. (2004). Асимптотические звезды-гиганты-ветки . Springer . ISBN 978-0-387-00880-6.
  • McCausland, RJH; Конлон, ES; Dufton, PL; Кинан, ФП (1992). «Горячие постасимптотические ветви гигантских звезд на высоких галактических широтах». Астрофизический журнал . 394 (1): 298–304. Bibcode : 1992ApJ ... 394..298M . DOI : 10.1086 / 171582 .