Википедија

Асимптотска гранка на џинови

Асимптотска гранка на џинови (АГЏ или AGB од анг. asymptotic giant branch) — подрачје на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм (ХР-дијаграм) во кое се наоѓаат со развиени ладни сјајни ѕвезди. Ова е период на ѕвезден развој низ кој поминуваат сите ѕвезди со мала и средна маса (од 0,5 до 8 Сончеви маси) во доцниот дел на нивниот животен век.

Х-Р дијаграм на збиеното јато M5. Ѕвездите на АГЏ се со сино, а до нив се посјајните ѕвезди од гранката на црвени џинови (со портокалово)
  Асимптотска гранка на џинови
  Горна гранка на црвени џинови
  Хоризонтална гранка
  Променлива ѕвезда од типот на RR Лира
  Крај на главната низа, гранка на подџинови и долна гранка на црвени џинови

При набљудување ѕвездата од овој топ изгледа како црвен џин со сјајност до илјадници пати поголема од онаа на Сонцето. Нејзиниот внатрешен состав се одликува со средишно и претежно инертно јадро од јаглерод и кислород, обвивка во која хелиумот се соединува создавајќи јаглерод (наречено хелиумско согорување), друга обвивка каде се соединува водородот образувајќи хелиум (наречено вородорно согорување) и многу голема оввивка од материјал со состав сличен на ѕвездите од главната низа (освен во случајот на јаглеродните ѕвезди).[1]

Ѕвезден развој

уреди
 
Сонцевидна ѕвезда преоѓа на АГЏ од хоризонталната гранка по исцрпувањето на јадрениот хелиум.
 
Ѕвезда од 5 M☉ преоѓа на АГЏ по сина јамка кога хелиумот во јадрото се истроши.

Кога една ѕвезда ќе ја истроши залихата на водород со јадрено соединување во јадрото, тоа се собира и нејзината температура се зголемува, поради што надворешните слоеви на ѕвездата се шират и ладат. Ѕвездата станува црвен џин, следејќи ја патеката кон горниот десен агол на ХР-дијаграмот.[2] Со време, штом температурата во јадрото ќе достигне околу 3⋅108 K, започнува хелиумското согорување (соединување на хелиумски јадра). Почетокот на ова согорување во јадрото го запира ладењето на на ѕвездата и ја зголемува нејзината сјајност, а таа се поместува долу и лево на ХР-дијаграмот. Ова е хоризонталната гранка (за ѕвезди од населението II) или сина јамка за ѕвезди помасивни од 2,3 M☉.[3]

Откако целиот хелиум во јадрото ќе согори, ѕвездата повторно се поместува горе десно на дијаграмот, се лади и се шири, а сјајноста се накачува. Нејзината патека е речиси порамнета со претходната патека на црвен џин, па затоа се нарекува асимптотска гранка на џинови, иако ѕвездата ќе стане посјајна на АГЏ отколку кога била на црвот од гранката на црвени џинови. Ѕвездите во оваа развојна фаза се познати како АГЏ-ѕвезди.[3]

АГЏ-фаза

уреди

АГЏ-фазата се дели на два дела: рана АГЏ (Р-АГЏ) и топлински пулсирачка АГЏ (ТП-АГЏ). Во текот на фазата Р-АГЏ главен извор на енергија е хелиумското соединување во обвивката околу јадрото кое се состои главно од јаглерод и кислород. Во текот на оваа фаза ѕвездата се набабрува до џиновски размери, со што повторно станува црвен џин. Нејзиниот полупречник може да достигне една астрономска единица (~215 R☉).[3]

Откако хелиумската обвивка ќе го истроши горивото, започнува ТП-АГЏ. Сега ѕвездата ја добива својата енергија од соединувањето на водородот во тенка обвивка, која ја ограничува внатрешната хелиумска обвивка на многу тенок слој и спречува стабилно соединување. Меѓутоа, за 10.000 до 100.000 години горење на водородната обвивка хелиумот се насобира и на крајот хелиумската обвивка експлозивно пламнува — процес наречен блесок на хелиумската обвивка. Овој блесок достигнува илјадници пати поголема сјајност од самата ѕвезда, но експоненцијално се намалува за само неколку години. Поради блесокот на обвивката доаѓа до ширење и ладење на ѕвездата, што го сопира согорувањето на водородната обвивка и предизвикува силно струење во појасот помеѓу двете обвивки.[3] КОга согорувањето ќе се приближи до основата на водородната обвивка, зголемената температура повторно го отпочнува водородното соединување и циклусот почнува одново. Големото, но кратко зголемување на сјајноста од обвивниот блесок ја зголемува видливата сјајност на ѕвездата за неколку десетици од една величина за неколку стотини години. Овие промени не се поврзани со сјајносните колебања во периоди од десетици до стотици денови својствени за една ваква ѕвезда.[4]

 
Развој на ѕвезда со 2 M☉ на ТП-АГЏ

Во текот на топлинското пулсирање, кои траат само неколку стотини години, материјалот од јадреното подрачје може да се помеша со надворешните слоеви, менувајќи го површинскиот состав во процес наречен зацрпување. Поради ова зацрпување, АГЏ-ѕвездите може да покажат елементи на s-процес на нивните спектри, а силните зацрпувања можат да доведат до образување на јаглеродни ѕвезди. Сите зацрпувања кои следат по топлинското пулсирање се нарекуваат трети зацрпувања — по првото зацрпување, кое се случува гранката на црвени џинови, и второто зацрпување, кое се одвива за време на Р-АГЏ. Во некои случаи може да не дојде до второ зацрпување, но зацрпувањата кои следат по топлинското пулсирање сепак се нарекуваат „трети зацрпувања“. Топлинското пулсирање бргу добиваа на сила по првите неколку, така што третите зацрпувања се најдлабоки и најверојатни да донесат јадрен материјал на површината.[5][6]

АГЏ-ѕвездите типично се долгопериодични променливи ѕвезди и претрпуваат загуба на маса во облик на сончев ветар. Кај АГЏ-ѕвездите од типот M, ѕвездените ветрови најделотворно се придвижуваат од зрнца со микронска големина.[7] Топлинското пулсирање предизвикува периоди на уште поголема загуба на маса и може да доведе до одвојување на обвивки од околуѕвезден материја. Ѕвездата може да изгуби 50 до 70 % од нејзината маса во АГЏ-фазата.[8] Загубата обично се движи помеѓу 10−8 и 10−5 M⊙ годишно−1, но може да достигне и до 10−4 M⊙ year−1.[9]

Околуѕвездени обвивки на АГЏ-ѕвездите

уреди
Поврзано: Список на меѓуѕвездени и околуѕвездени молекули
 
Образување на планетарна маглина на крајот од АГЏ-фазата.

Големата загуба на маса кај АГЏ-ѕвездите значи дека ти се опкружени со голема околуѕвездена обвивка. Со оглед на тоа што средниот животен век на АГЏ е милион години, а надворешната брзина изнесува 10 км/с, најголемиот можен полупречник може да се процени на приближно 3⋅1014 км (30 светлосни години). Ова е највисока вредност бидејќи, при многу голем полупречник, ветрениот материјал ќе почне да се меша со меѓуѕвездената средина, и тоа што нема брзинска разлика помеѓу ѕвездата и меѓуѕвездениот гас.

Овие обвивки имаат динамичка и интересна хемија која тешко може да се повтори во лабораторија поради потребната ниска густина. Природата на хемиските реакции во обвивката се менува како што материјалот се оддалечува од ѕвездата, се шири и се лади. Близу самата ѕвезда обвивката е доволно густа за реакциите да се доближат до термодинамичка рамнотежа. Како што материјалот се оддалечува понатаму од 5⋅109 км густината опаѓа дотаму што почнува да преовладува кинетиката наместо термодинамиката. Во гасот повеќе не може да се одвиваат некои енергетски поволни реакции, бидејќи na механизмот на реакција му е потребно трето тело да ја отстрани енергијата ослободена при образувањето на хемиската врска. Во ова подрачје многу од реакциите се одвиваат со радикали како OH (во обвивки богати со кислород) или CN (во обвивки околу јаглеродни ѕвезди). Во најнадворешното подрачје на обвивката, подалеку од 5⋅1011 км, густината се намалува до стпен што прашината повеќе целосно не ја штити обвивката од меѓуиѕвездено УВ-зрачење и гасот делумно се јонизира. Овие јони потоа учествуваат во реакции со неутрални атоми и молекули. На карј, кога обвивката се соединува со меѓуѕвездената средина, највеќето молекули се уништуваат од УВ-зрачењето.[10][11]

Температурата на околуѕвездената обвивка ја одредуваат загревачките и разладните својства на гасот и прашуната, но истата се намалува со полупречното растојание од фотосферата на ѕвездите кои се 2.000–3.000 K. Хемиските особини на околуѕвездена обвивка од АГЏ нанадвор се следниве:[12]

Двојбата помеѓу ѕвездите богати со кислород и оние богати со јаглерод има првична улога во одредувањето дали првите кондензати се оксиди или карбиди, бидејќи најмалку застапениот од овие два елементи веројатно ќе остане во гасовита состојба како COx.

Во прашинообразувачкото подрачје, огноотпорните елементи и соединенија (Fe, Si, MgO итн.) се отстрануваат од гасовитата состојба и завршуваат во прашинските честички. Новообразуваната прашина веднаш помага во површинските катализирани реакции. Ѕвездените ветрови од АГЏ-ѕвезди се места на образување космичка прашина, и се сметаат за главните места одговорни за создавањето на прашина во вселената.[13]

Ѕвездените ветрови на АГЏ-ѕвездите (мириди и OH/IR-ѕвезди) исто така се места на мазерско излачување. Молекулите одговорни за ова се SiO, H2O, OH, HCN и SiS.[14][15][16][17][18] Мазерите од SiO, H2O и OH типично се среќваат во АГЏ-ѕвезди од типот M богати со кислород како R Касиопеја и U Орион,[19] додека мазерите од HCN и SiS обично се среќаваат во јаглеродни ѕвезди како IRC +10216. Ѕвездите од типот S со мазери се ретки.[19]

Откако овие ѕвезди ќе ја изгубат речиси сета обвивка и ќе остане само јадрото, тие понатамо се развиваат во краткотрајна протопланетарна маглина. Конечната судбина на АГЏ-обвивките е претставена од планетарни маглини (PNe).[20]

Физички примероци

уреди
Главна статија: Претсончеви зрна

Во лабораториите се анализираат физички примероци кои се минерални зрнца од АГЏ-ѕвезди. Тие се образувале во обвивките на околуѕвездена прашина и се пренесени во раниот Сончев Систем од ѕвезден ветар. Највеќето претсончеви зрнца од силициум карбид се дојдени од јаглеродни ѕвезди со 1–3 M☉ во доцен топлинскопулсирачка АГЏ-фаза на нивниот развој.[21][22]

Доцно топлинско пулсирање

уреди

Една четвртина од ѕвездите по АГЏ претрпуваат епизода на „преродување“. Јаглеродно-кислородното јадро сега е опкружено од хелиум со надворешна обвивка од водород. Ако хелиумот повторно се запали, доаѓа до топлинско пулсирање и ѕвездата набргу се враќа во АГЏ. Со тоа таа станува ѕведено тело сиромашно со водород кое согорува хелиум.[23] Ако ѕвездата сè уште има обвивка што согорува водород кога ќе дојде то топлинско пулсирање, ова се нарекува „доцно топлинско пулсирање“. Во други случаи се нарекува „многу доцно топлинско пулсирање“.[24]

Надворешната атмосфера на преродената ѕвезда развива ѕвезден ветар и ѕвездата повторно следи развојна патека низ Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм. Меѓутоа, оваа фаза е многу кратка — трае само 200 години пред ѕвездата повторно да се упати кон фаза на бело џуџе. Оваа фаза на доцно топлинско пулсирање по изглед е речиси истоветна на Волф-Рајеова ѕвезда во средината на сопствена планетарна маглина.[23]

Ѕвездите како Сакураиното Тело и FG Стрела се набљудуваат бидејќи брзо се проаѓаат низ оваа фаза.

Супер-АГЏ ѕвезди

уреди

Ѕвездите блиску до горната масена греница кои сè уште се сметаат за АГЏ-ѕвезди имаат извесни необични својства и се наречени супер-АГЏ ѕвезди. Тие имаат маса над 7 M☉, па сè до 9 или 10 M☉ (а можеби и повеќе[25]). Тие претставуват преод кон помасивните суперџиновски ѕвезди кои претрпуваат целосно соединување на елементите потешки од хелиум. Во текот на тројниот алфа-процес се произведуваат некои елементи потешки од јаглерод: претежно кислород, но и нешто магнезиум, неон, па дури и поташки елемени. Супер-АГЦ ѕвездите развиваат делумно изродени јаглеродно-кислородни јадра кои се одволно големи за да го запалат јаглеродот во блесок аналогно на претходниот хелиумски блесок. Второто зацрпување е многу силно по масен опсег и тоа ја одржува големината на јадрото под величината потребна за согорување на неонот како што се случува во суперџиновите со поголема маса. Големината на топлинските пулсови и трети зацрпувања е намалена во споредба со ѕвездите со помала маса , а честата на пулсирање драматично се зголемува. Некои супер-АГЏ ѕвезди може да експлодираат како електронозафатна супернова, но највеќето завршуваат како кислородно-неонски бели џуџиња.[26] Since these stars are much more common than higher-mass supergiants, they could form a high proportion of observed supernovae. Detecting examples of these supernovae would provide valuable confirmation of models that are highly dependent on assumptions.

Поврзано

уреди

Наводи

уреди
  1. ↑ Lattanzio, J.; Forestini, M. (1999). „Nucleosynthesis in AGB Stars“. Во Le Bertre, T.; Lebre, A.; Waelkens, C. (уред.). Asymptotic Giant Branch Stars. IAU Symposium 191. стр. 31. Bibcode:1999IAUS..191...31L. ISBN 978-1-886733-90-9.
  2. ↑ Iben, I. (1967). „Stellar Evolution.VI. Evolution from the Main Sequence to the Red-Giant Branch for Stars of Mass 1 M☉, 1.25 M☉, and 1.5 M☉“. The Astrophysical Journal. 147: 624. Bibcode:1967ApJ...147..624I. doi:10.1086/149040.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 Vassiliadis, E.; Wood, P. R. (1993). „Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss“. The Astrophysical Journal. 413 (2): 641. Bibcode:1993ApJ...413..641V. doi:10.1086/173033.
  4. ↑ Marigo, P.; и др. (2008). „Evolution of asymptotic giant branch stars. II. Optical to far-infrared isochrones with improved TP-AGB models“. Astronomy and Astrophysics. 482 (3): 883–905. arXiv:0711.4922. Bibcode:2008A&A...482..883M. doi:10.1051/0004-6361:20078467. S2CID 15076538.
  5. ↑ Gallino, R.; и др. (1998). „Evolution and Nucleosynthesis in Low-Mass Asymptotic Giant Branch Stars. II. Neutron Capture and thes-Process“. The Astrophysical Journal. 497 (1): 388–403. Bibcode:1998ApJ...497..388G. doi:10.1086/305437.
  6. ↑ Mowlavi, N. (1999). „On the third dredge-up phenomenon in asymptotic giant branch stars“. Astronomy and Astrophysics. 344: 617. arXiv:astro-ph/9903473. Bibcode:1999A&A...344..617M.
  7. ↑ Höfner, S. (1 ноември 2008). „Winds of M-type AGB stars driven by micron-sized grains“. Astronomy & Astrophysics (англиски). 491 (2): L1–L4. Bibcode:2008A&A...491L...1H. doi:10.1051/0004-6361:200810641. ISSN 0004-6361.
  8. ↑ Wood, P. R.; Olivier, E. A.; Kawaler, S. D. (2004). „Long Secondary Periods in Pulsating Asymptotic Giant Branch Stars: An Investigation of Their Origin“. The Astrophysical Journal. 604 (2): 800. Bibcode:2004ApJ...604..800W. doi:10.1086/382123.
  9. ↑ Höfner, Susanne; Olofsson, Hans (9 јануари 2018). „Mass loss of stars on the asymptotic giant branch“. The Astronomy and Astrophysics Review (англиски). 26 (1): 1. doi:10.1007/s00159-017-0106-5. ISSN 1432-0754.
  10. ↑ Omont, A. (1984). Mass Loss from Red Giants (Morris & Zuckerman Eds). Springer. стр. 269. ISBN 978-94-009-5428-1. Посетено на 21 ноември 2020.
  11. ↑ Habing, H. J. (1996). „Circumstellar envelopes and Asymptotic Giant Branch stars“. The Astronomy and Astrophysics Review. 7 (2): 97–207. Bibcode:1996A&ARv...7...97H. doi:10.1007/PL00013287. S2CID 120797516.
  12. ↑ Klochkova, V. G. (2014). „Circumstellar envelope manifestations in the optical spectra of evolved stars“. Astrophysical Bulletin. 69 (3): 279–295. arXiv:1408.0599. Bibcode:2014AstBu..69..279K. doi:10.1134/S1990341314030031. S2CID 119265398.
  13. ↑ Sugerman, Ben E. K.; Ercolano, Barbara; Barlow, M. J.; Tielens, A. G. G. M.; Clayton, Geoffrey C.; Zijlstra, Albert A.; Meixner, Margaret; Speck, Angela; Gledhill, Tim M.; Panagia, Nino; Cohen, Martin; Gordon, Karl D.; Meyer, Martin; Fabbri, Joanna; Bowey, Janet. E.; Welch, Douglas L.; Regan, Michael W.; Kennicutt, Robert C. (2006). „Massive-Star Supernovae as Major Dust Factories“. Science. 313 (5784): 196–200. arXiv:astro-ph/0606132. Bibcode:2006Sci...313..196S. doi:10.1126/science.1128131. PMID 16763110. S2CID 41628158.
  14. ↑ Deacon, R. M.; Chapman, J. M.; Green, A. J.; Sevenster, M. N. (2007). „H2O Maser Observations of Candidate Post-AGB Stars and Discovery of Three High-Velocity Water Sources“. The Astrophysical Journal. 658 (2): 1096. arXiv:astro-ph/0702086. Bibcode:2007ApJ...658.1096D. doi:10.1086/511383. S2CID 7776074.
  15. ↑ Humphreys, E. M. L. (2007). „Submillimeter and millimeter masers“. Proceedings of the International Astronomical Union. 242 (1): 471–480. arXiv:0705.4456. Bibcode:2007IAUS..242..471H. doi:10.1017/S1743921307013622. S2CID 119600748.
  16. ↑ Fonfría Expósito, J. P.; Agúndez, M.; Tercero, B.; Pardo, J. R.; Cernicharo, J. (2006). „High-J v=0 SiS maser emission in IRC+10216: A new case of infrared overlaps“. The Astrophysical Journal. 646 (1): L127. arXiv:0710.1836. Bibcode:2006ApJ...646L.127F. doi:10.1086/507104. S2CID 17803905.
  17. ↑ Schilke, P.; Mehringer, D. M.; Menten, K. M. (2000). „A submillimeter HCN laser in IRC+10216“. The Astrophysical Journal. 528 (1): L37–L40. arXiv:astro-ph/9911377. Bibcode:2000ApJ...528L..37S. doi:10.1086/312416. PMID 10587490. S2CID 17990217.
  18. ↑ Schilke, P.; Menten, K. M. (2003). „Detection of a second, strong submillimeter HCN laser line towards carbon stars“. The Astrophysical Journal. 583 (1): 446. Bibcode:2003ApJ...583..446S. doi:10.1086/345099. S2CID 122549795.
  19. ↑ 19,0 19,1 Engels, D. (1979). „Catalogue of late-type stars with OH, H2O or SiO maser emission“. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 36: 337. Bibcode:1979A&AS...36..337E.
  20. ↑ Werner, K.; Herwig, F. (2006). „The Elemental Abundances in Bare Planetary Nebula Central Stars and the Shell Burning in AGB Stars“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 118 (840): 183–204. arXiv:astro-ph/0512320. Bibcode:2006PASP..118..183W. doi:10.1086/500443. S2CID 119475536.
  21. ↑ Zinner, E. (1 јануари 2014). „1.4 – Presolar Grains“. Treatise on Geochemistry (Second Edition): 181–213. doi:10.1016/B978-0-08-095975-7.00101-7. ISBN 978-0-08-098300-4.
  22. ↑ Iben, Icko; Renzini, Alvio (септември 1983). „Asymptotic Giant Branch Evolution and Beyond“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 21 (1): 271–342. Bibcode:1983ARA&A..21..271I. doi:10.1146/annurev.aa.21.090183.001415.
  23. ↑ 23,0 23,1 Aerts, C.; Christensen-Dalsgaard, J.; Kurtz, D. W. (2010). Asteroseismology. Springer. стр. 37–38. ISBN 978-1-4020-5178-4.
  24. ↑ Duerbeck, H. W. (2002). „The final helium flash object V4334 Sgr (Sakurai's Object) – an overview“. Во Sterken, C.; Kurtz, D. W. (уред.). Observational aspects of pulsating B and A stars. ASP Conference Series. 256. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. стр. 237–248. Bibcode:2002ASPC..256..237D. ISBN 1-58381-096-X.
  25. ↑ Siess, L. (2006). „Evolution of massive AGB stars“. Astronomy and Astrophysics. 448 (2): 717–729. Bibcode:2006A&A...448..717S. doi:10.1051/0004-6361:20053043.
  26. ↑ Eldridge, J. J.; Tout, C. A. (2004). „Exploring the divisions and overlap between AGB and super-AGB stars and supernovae“. Memorie della Società Astronomica Italiana. 75: 694. arXiv:astro-ph/0409583. Bibcode:2004MmSAI..75..694E.
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Асимптотска_гранка_на_џинови&oldid=5261618“