Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Диаграмма цвет-величина, показывающая эволюционные треки звезд в диапазоне масс супер-AGB

Супер-AGB звезда звезда с массой , промежуточной между теми , которые заканчивают свою жизнь как белый карлик , и те , которые заканчиваются с коллапсом ядра сверхновой , и свойства промежуточных между асимптотическим ветвь гигантов (AGB) звезд и красных сверхгигантов . Они имеют начальные массы 7,5–9,25  M ☉ в моделях звездной эволюции , но исчерпали ядро ​​водорода и гелий, покинули главную последовательность и расширились, став большими, холодными и светящимися.

Диаграмма HR [ править ]

Звезды Super-AGB занимают верхний правый угол диаграммы Герцшпрунга – Рассела (диаграмма HR) и имеют низкие температуры от 3000 до4000  К , что похоже на нормальные звезды AGB и красные звезды-сверхгиганты (звезды RSG). [1] Эти низкие температуры позволяют молекулам образовываться в их фотосферах и атмосфере. [2] Звезды Super-AGB излучают большую часть своего света в инфракрасном спектре из-за их чрезвычайно низких температур.

Предел Чандрасекара и их жизнь [ править ]

Ядро звезды с супер-AGB может вырасти до (или превзойти) массу Чандрасекара из-за продолжающегося горения водородной (H) и гелиевой (He) оболочки, закончившейся сверхновой с коллапсом ядра . [1] [3] Наиболее массивные звезды супер-AGB (около 9  M ☉ ) являются теоретически в конце захвата электронов сверхновых . Ошибка в этом определении из-за неопределенностей в третьей эффективности драгирования и скорости потери массы AGB может привести примерно к удвоению количества сверхновых с захватом электронов, что также подтверждает теорию о том, что эти звезды составляют 66% сверхновые, обнаруженные спутниками.

Эти звезды находятся на той же стадии жизни, что и красные звезды-гиганты, такие как Альдебаран , Мира и Чи Лебедь , и находятся на стадии, когда они начинают светлеть, а их яркость имеет тенденцию меняться вместе с их размером и температурой.

Эти звезды представляют собой переход к более массивным звездам-сверхгигантам, которые претерпевают полное слияние элементов тяжелее гелия. Во время процесса тройной альфа , также получают некоторые элементы тяжелее углерода: в основном кислород, но также и некоторые магниевые, неон, и даже более тяжелые элементы, набирая в кислород - неон (один) ядро. 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. [ необходима цитата ]

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b Groenewegen, MAT; Слоун, GC (2018). «Светимости и темпы потери массы звезд Местной группы AGB и красных сверхгигантов». Астрономия и астрофизика . 609 : A114. arXiv : 1711.07803 . Bibcode : 2018A & A ... 609A.114G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201731089 . S2CID  59327105 .
  2. ^ Левеск, Эмили М .; Мэсси, Филипп; Olsen, KAG; Плез, Бертран; Джосселин, Эрик; Мэдер, Андре; Мейне, Жорж (2005). «Шкала эффективных температур галактических красных сверхгигантов: круто, но не так круто, как мы думали». Астрофизический журнал . 628 (2): 973–985. arXiv : astro-ph / 0504337 . Bibcode : 2005ApJ ... 628..973L . DOI : 10.1086 / 430901 . S2CID 15109583 . 
  3. ^ Poelarends, AJT; Herwig, F .; Langer, N .; Хегер, А. (2008). "Канал сверхновых звезд Super-AGB". Астрофизический журнал . 675 (1): 614–625. arXiv : 0705.4643 . Bibcode : 2008ApJ ... 675..614P . DOI : 10.1086 / 520872 . S2CID 18334243 . 

Атрибуция содержит текст, скопированный из ветви Асимптотического гиганта, доступной в CC-BY-SA-3.0