Aszimptotikus óriás ág - Asymptotic giant branch

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
H – R diagram az M5 gömbhalmazhoz , ismert AGB csillagokkal, kék színnel jelölve, néhány fényesebb vörös-óriás ágcsillag mellett, narancssárgán
  Aszimptotikus óriáság (AGB)
  Felső vörös-óriás ág (RGB)
  A fő szekvencia vége , a szubgiant ág és az alacsonyabb RGB

Az aszimptotikus óriáság (AGB) a Hertzsprung – Russell diagram régiója, amelyet hűvös, fényes csillagok népesítenek be . Ez a csillagok evolúciójának periódusa, amelyet minden kis vagy közepes tömegű csillag (0,6–10 naptömeg) életének végén véghezvitt.

Megfigyelés alapján egy aszimptotikus-óriás ágú csillag élénkvörös óriásként fog megjelenni, amelynek fényereje akár több ezerszer nagyobb, mint a Nap. Belső szerkezetét egy központi és nagyrészt inert szén- és oxigénmag jellemzi, egy héj, ahol a hélium fúzióval megy végbe, hogy szén keletkezzen ( héliumégésként ismert ), egy másik héj, ahol a hidrogén fúziós folyamaton keresztül héliumot képez ( hidrogénégésként ismert ), és a fő szekvenciájú csillagokhoz hasonló összetételű anyag nagyon nagy burkolata (a széncsillagok kivételével ).

Csillag evolúció

Egy napszerű csillag költözik az AGB-re a vízszintes ágról a mag hélium kimerülése után
M csillag mozog az AGB-n kék hurok után, amikor a hélium kimerült a magjában

Amikor egy csillag magjában lévő fúziós folyamatok révén kimeríti a hidrogénkészletet , a mag összehúzódik és hőmérséklete megnő, ami a csillag külső rétegeinek tágulását és lehűlését okozza. A csillag vörös óriássá válik, egy sávot követve a HR diagram jobb felső sarka felé. Végül, ha a hőmérséklet a magban megközelíti a hőmérsékletet3 × 10 8  K , héliumégési (fúzióját hélium atommag) kezdődik. A magban égő hélium megjelenése meggátolja a csillag lehűlését és a fényerő növekedését, és a csillag ehelyett lefelé és balra mozog a HR diagramban. Ez a vízszintes elágazás (a II. Populáció csillagai esetében ) vagy a vörös halmaz (az I. populáció csillagainak esetében ), vagy egy kék hurok a 2 M ☉- nál nagyobb tömegű csillagok  esetében .

Miután befejeződött a hélium égése a magban, a csillag ismét jobbra és felfelé mozog az ábrán, hűlve és tágul, miközben fényereje növekszik. Útja szinte igazodik a korábbi vörös-óriás pályához, innen származik az aszimptotikus óriás ág neve , bár a csillag fényesebbé válik az AGB-n, mint a vörös-óriás ág csúcsánál. A csillagfejlődés ezen szakaszában lévő csillagokat AGB csillagoknak nevezik.

AGB szakasz

Az AGB fázis két részre oszlik, a korai AGB-re (E-AGB) és a termikusan pulzáló AGB-re (TP-AGB). Az E-AGB fázisban a fő energiaforrás a hélium fúziója a héjban, amely egy mag körül van, amely főleg szénből és oxigénből áll . Ebben a fázisban a csillag óriási méretre duzzad, hogy ismét vörös óriássá váljon. A csillag sugara akkora lehet, mint egy csillagászati ​​egység (~ 215  R ).

Miután a héliumhéjban elfogy az üzemanyag, elindul a TP-AGB. Most a csillag energiáját a hidrogén fúziójából nyeri egy vékony héjban, amely a belső héliumhéjat nagyon vékony rétegre korlátozza, és megakadályozza, hogy stabilan összeolvadjon. Azonban, mint időszakok 10.000 100.000 év, hélium a hidrogén-shell égő építi fel, és végül a hélium héj meggyullad robbanásszerűen, a folyamat néven ismert a hélium shell Flash . A héj villanásának ereje a csillag megfigyelt fényességének ezerszerese, de néhány év alatt exponenciálisan csökken. A kagylóvillanás hatására a csillag kitágul és lehűl, ami kikapcsolja a hidrogénhéj égését és erős konvekciót okoz a két héj közötti zónában. Amikor az égő héliumhéj a hidrogénhéj tövéhez közeledik, a megnövekedett hőmérséklet újra előállítja a hidrogénfúziót, és a ciklus újrakezdődik. A héliumhéj-villanás nagy, de rövid időn belüli növekedése a csillag látható fényerejének néhány tizedes nagyságrendű növekedését eredményezi több száz évig, ez a változás nem kapcsolódik a fényváltozásokhoz tíz-száz napos időszakokban, amely gyakoriak az ilyen típusú csillagokban.

M csillag kialakulása a TP-AGB-n

A csak néhány száz évig tartó hőimpulzusok során a magrész anyaga keverhető a külső rétegekbe, megváltoztatva a felületi összetételt, ezt a folyamatot kotróhatásnak nevezik . Ezen kotorás miatt az AGB csillagok S-folyamat elemeket mutathatnak a spektrumukban, és az erős kotrások szén-csillagok kialakulásához vezethetnek . A termikus impulzusokat követő összes kotrást harmadik kotrásnak nevezzük, az első kotrás után, amely a vörös-óriás ágon történik, és a második kotrás után, amely az E-AGB során következik be. Bizonyos esetekben előfordulhat, hogy nincs második kotrás, de a termikus impulzusokat követő kotrásokat továbbra is harmadik kotrásoknak nevezzük. A hőimpulzusok erőssége az első néhány után gyorsan növekszik, így a harmadik kotrások általában a legmélyebbek, és a legnagyobb valószínűséggel a mag anyagát juttatják a felszínre.

Az AGB csillagok általában hosszú periódusú változók , és tömegveszteséget szenvednek csillagszél formájában . Az M típusú AGB csillagok esetében a csillagszéleket a mikron nagyságú szemcsék mozgatják a leghatékonyabban. A hőimpulzusok még nagyobb tömegveszteséget eredményeznek, és a csillaghéjból levált héjakat eredményezhetnek. Egy csillag elveszítheti tömegének 50-70% -át az AGB fázis alatt. A tömeg-veszteség aránya tipikusan 10 -8 10 -5 M év -1 , és elérheti akár olyan magas, mint 10 -4 M év -1 .

AGB csillagok kerek csillag borítékai

Bolygó köd képződése az aszimptotikus óriáság fázis végén.

Az AGB csillagok kiterjedt tömeges elvesztése azt jelenti, hogy őket kiterjesztett körülvett burkolat (CSE) veszi körül . Adott egy Myr átlagos AGB élettartama és külső sebessége10  km / s , maximális sugara nagyjából becsülhető3 × 10 14  km (30 fényév ). Ez egy maximális érték, mivel a szélanyag nagyon nagy sugarak mellett elkezd keveredni a csillagközi közeggel , és azt is feltételezi, hogy nincs sebességkülönbség a csillag és a csillagközi gáz között .

Ezeknek a borítékoknak dinamikus és érdekes kémia van , amelyek nagy részét laboratóriumi környezetben nehéz reprodukálni az alacsony sűrűség miatt. A burokban lévő kémiai reakciók jellege megváltozik, amikor az anyag eltávolodik a csillagtól, tágul és lehűl. A csillag közelében a burok sűrűsége elég nagy ahhoz, hogy a reakciók megközelítsék a termodinamikai egyensúlyt. Ahogy az anyag kb5 × 10 9  km sűrűsége csökken a pont, ahol kinetika , ahelyett, termodinamika, válik a domináns eleme. Néhány energetikailag kedvező reakció már nem mehet végbe a gázban, mert a reakciómechanizmushoz egy harmadik test szükséges, hogy eltávolítsa a kémiai kötés kialakulásakor felszabaduló energiát. Ebben a régióban számos zajló reakció olyan gyököket foglal magában , mint az OH (oxigéntartalmú burkolatokban) vagy CN (a széncsillagokat körülvevő burkokban). A boríték legkülső régiójában kb5 × 10 11  km , a sűrűség arra a pontra csökken, ahol a por már nem fedi le teljesen a burkot a csillagközi UV sugárzástól, és a gáz részben ionizálódik. Ezek az ionok ezután semleges atomokkal és molekulákkal vesznek részt a reakciókban. Végül, amikor a burok összeolvad a csillagközi közeggel, a molekulák nagy részét elpusztítja az UV-sugárzás.

A CSE hőmérsékletét a gáz és a por fűtési és hűtési tulajdonságai határozzák meg, de sugárirányban csökkennek a csillagok fotoszférájától .2000 -3000 K . Az AGB CSE kémiai sajátosságai a következők:

A kettősség közötti oxigén gazdag és szén- gazdag csillagok van egy kezdeti szerepe annak meghatározásában, hogy az első kondenzátumok oxidok vagy karbidok, mivel a legkisebb bőséges E két elem marad valószínűleg a gázfázisban, mint a CO x .

A porképző zónában a tűzálló elemek és vegyületek (Fe, Si, MgO stb.) Eltávolításra kerülnek a gázfázisból, és porszemcsékbe kerülnek . Az újonnan képződött por azonnal segíti a felület által katalizált reakciókat . Az AGB csillagok csillagszelei a kozmikus por képződésének helyei , és úgy vélik, hogy ezek az univerzum legfőbb portermelő helyei.

Az AGB csillagok csillagszelei ( Mira változók és OH / IR csillagok ) szintén gyakran a maser emisszió helyszíne . A molekulák, hogy figyelembe ezt a SiO , H 2 O , OH , HCN , és SiS . A SiO, H 2 O és OH masírozók jellemzően oxigénben gazdag M-típusú AGB csillagokban találhatók, mint például az R Cassiopeiae és az U Orionis , míg a HCN és SiS masírozók általában olyan szén-csillagokban találhatók, mint az IRC +10216 . Az S-típusú csillagok , masírozókkal ritkák.

Miután ezek a csillagok szinte az összes burkukat elvesztették, és csak a magrészek maradtak, tovább fejlődnek rövid életű protoplanetáris köddé . Az AGB burkok végső sorsát bolygó ködök (PNe) képviselik.

Késői hőimpulzus

Az AGB utáni sztárok egynegyede átesik az úgynevezett "újjászületett" epizódon. A szén-oxigén magot most hélium veszi körül, amelynek külső hidrogénhéja van. Ha a hélium újra meggyullad, akkor termikus impulzus lép fel, és a csillag gyorsan visszatér az AGB-be, héliumot égető, hidrogénhiányos csillagtárggyá válva. Ha a csillagnak még van hidrogén-égő héja, amikor ez a hőimpulzus bekövetkezik, akkor "késői hőimpulzusnak" nevezik. Egyébként "nagyon késői hőimpulzusnak" hívják.

Az újjászületett csillag külső légköre csillagszélet fejleszt, és a csillag ismét egy evolúciós pályát követ a Hertzsprung – Russell diagramon . Ez a szakasz azonban nagyon rövid, csak körülbelül 200 évig tart, mire a csillag ismét a fehér törpe szakasz felé tart . Megfigyelés alapján ez a késői hőimpulzus fázis szinte azonos a Wolf-Rayet csillaggal a saját bolygó ködének közepén .

Olyan csillagokat figyelnek meg , mint Sakurai Object és FG Sagittae , mivel gyorsan fejlődnek ebben a fázisban.

A közelmúltban beszámoltak az úgynevezett Goldreich-Kylafis-effektus alkalmazásával a hő-pulzáló (TP-) AGB csillagok körülvett mágneses mezőinek feltérképezéséről .

Szuper-AGB csillagok

A felső tömeghatárhoz közeli csillagok, amelyek továbbra is AGB csillagoknak minősülnek, különleges tulajdonságokkal rendelkeznek, és szuper-AGB csillagoknak nevezték őket. Tömegük meghaladja a 7  M és legfeljebb 9 vagy 10  M (vagy annál nagyobb) értéket. Átmenetet jelentenek a tömegesebb szuperóriás csillagok felé, amelyek a héliumnál nehezebb elemek teljes fúzióján mennek keresztül. A hármas-alfa folyamat során néhány szénnél nehezebb elem is előáll: főleg oxigén, de magnézium, neon és még nehezebb elemek is. A Super-AGB csillagok részben degenerált szén-oxigén magokat fejlesztenek ki, amelyek elég nagyok ahhoz, hogy a korábbi hélium-villanáshoz hasonlóan villanás alatt meggyújtsák a szenet. A második kotrás nagyon erős ebben a tömegtartományban, és ez tartja a magméretet a neon elégetéséhez szükséges szint alatt, amint ez a nagyobb tömegű szuperóriásoknál előfordul. A hőimpulzusok és a harmadik kotrások nagysága csökken az alacsonyabb tömegű csillagokhoz képest, míg a hőimpulzusok frekvenciája drámaian megnő. Egyes szuper-AGB csillagok elektronbefogási szupernóvaként robbanhatnak fel, de a legtöbb oxigén – neon fehér törpeként végződik. Mivel ezek a csillagok sokkal gyakoribbak, mint a nagyobb tömegű szuperóriások, ezért a megfigyelt szupernóvák nagy részét képezhetik. Ezen szupernóvák példáinak felderítése értékes megerősítést nyújthat a feltételezésektől nagymértékben függő modellekről.

Lásd még

Hivatkozások

További irodalom