Asymptotická obří větev - Asymptotic giant branch
Asymptotic obří větev (AGB) je oblast na obrázku Hertzsprung-Russell obývané vyvinuly v pohodě zářivých hvězd . Toto je období hvězdné evoluce prováděné všemi hvězdami s nízkou až střední hmotností (0,6–10 hmotností Slunce) pozdě v životě.
Z pozorovacího hlediska se hvězda asymptoticko-obří větve bude jevit jako jasně červený obr se světelností dosahující až tisíckrát větší než Slunce. Jeho vnitřní struktura je charakterizována centrálním a do značné míry inertním jádrem z uhlíku a kyslíku, pláštěm, kde helium prochází fúzí za vzniku uhlíku (známé jako spalování helia ), dalším pláštěm, kde vodík prochází fúzí a tvoří helium (známé jako spalování vodíku ), a velmi velkou obálku kompozičního materiálu podobného hvězdám v hlavní posloupnosti (s výjimkou uhlíkových hvězd ).
Hvězdná evoluce
Když hvězda vyčerpá dodávky vodíku od jaderné fúze procesů ve svém jádru, jádro smrští a jeho teplota se zvyšuje, což způsobuje vnější vrstvy hvězdy expandovat a vychladnout. Z hvězdy se stane červený obr, který sleduje stopu směrem do pravého horního rohu HR diagramu. Nakonec, jakmile teplota v jádře dosáhne přibližně3 x 10 8 K , pálení helium (fúze helium jádra) začíná. Počátek hoření hélia v jádru zastaví ochlazování hvězdy a zvyšuje její svítivost a hvězda se místo toho v diagramu HR pohybuje dolů a doleva. Jedná se o horizontální větev (pro hvězdy populace II ) nebo červený shluk (pro hvězdy populace I ) nebo modrá smyčka pro hvězdy hmotnější než asi 2 M ☉ .
Po dokončení spalování hélia v jádru se hvězda opět pohybuje doprava a nahoru na diagramu, ochlazuje se a rozšiřuje se, jak se zvyšuje jeho svítivost. Její dráha je téměř vyrovnána s předchozí tratí červeného obra, odtud název asymptotická obří větev , ačkoli hvězda bude na AGB zářivější než na špičce větve červeného obra. Hvězdy v této fázi hvězdného vývoje jsou známé jako hvězdy AGB.
Fáze AGB
Fáze AGB je rozdělena na dvě části, časnou AGB (E-AGB) a tepelně pulzující AGB (TP-AGB). Během fáze E-AGB je hlavním zdrojem energie fúze hélia v plášti kolem jádra sestávajícího převážně z uhlíku a kyslíku . Během této fáze hvězda nabobtná do obrovských rozměrů, aby se znovu stala červeným obrem. Poloměr hvězdy může být stejně velký jako jedna astronomická jednotka (~ 215 R ☉ ).
Poté, co heliové skořápce dojde palivo, spustí se TP-AGB. Nyní hvězda odvozuje svoji energii z fúze vodíku v tenké skořápce, která omezuje vnitřní heliovou skořápku na velmi tenkou vrstvu a brání její stabilní fúzi. Během období 10 000 až 100 000 let se však helium z hoření vodíkové skořápky hromadí a nakonec se heliová skořápka výbušně zapálí, což je proces známý jako blesk heliové skořápky . Síla záblesku skořápky vrcholí tisíckrát za pozorovanou svítivostí hvězdy, ale během několika let exponenciálně klesá. Blesk skořápky způsobí roztažení a ochlazení hvězdy, což zastaví hoření vodíkové skořápky a způsobí silnou konvekci v zóně mezi dvěma skořápkami. Když se heliová skořápka hořící blízko základny vodíkové skořápky, zvýšená teplota znovu nastartuje fúzi vodíku a cyklus začíná znovu. Velké, ale krátké zvýšení svítivosti blesku heliového pláště způsobí zvýšení viditelného jasu hvězdy o několik desetin velikosti po několik set let, což se netýká změn jasu v období desítek až stovek dní, které jsou u tohoto typu hvězd běžné.
Během tepelných impulsů, které trvají jen několik set let, může být materiál z oblasti jádra přimíchán do vnějších vrstev, což mění povrchové složení, což je proces označovaný jako bagrování . Díky tomuto bagrování mohou hvězdy AGB ve svých spektrech zobrazovat prvky S-procesu a silné bagrování může vést ke vzniku uhlíkových hvězd . Všechny bagrování následující po tepelných pulsech se označuje jako třetí bagrování, po prvním bagrování, které se vyskytuje na větvi červeného obra, a druhém bagrování, které se vyskytuje během E-AGB. V některých případech nemusí dojít k druhému bagrování, ale bagrování po tepelných impulsech se bude i nadále nazývat třetím bagrováním. Síla tepelných impulzů rychle roste po prvních několika, takže třetí hloubení je obecně nejhlubší a nejpravděpodobnější je, že cirkuluje materiál jádra na povrch.
Hvězdy AGB jsou obvykle proměnné s dlouhou periodou a trpí hromadnou ztrátou ve formě hvězdného větru . U hvězd typu AGB typu M jsou hvězdné větry nejúčinněji poháněny zrny velikosti mikronů. Tepelné impulsy produkují období ještě vyšších úbytků hmoty a mohou mít za následek oddělené skořápky okolního materiálu. Hvězda může během fáze AGB ztratit 50 až 70% své hmotnosti. Rychlosti hmotnostní ztráta typicky v rozmezí mezi 10 -8 , aby 10 -5 M ⊙ rok -1 , a může dokonce dosáhnout až 10 -4 M ⊙ rok -1 .
Circumstellar obálky hvězd AGB
Rozsáhlá ztráta hmotnosti hvězd AGB znamená, že jsou obklopeny prodlouženou obvodovou obálkou (CSE). Vzhledem k průměrné životnosti AGB jednoho Myr a vnější rychlosti10 km / s , jeho maximální poloměr lze odhadnout zhruba3 × 10 14 km (30 světelných let ). Toto je maximální hodnota, protože větrný materiál se začne mísit s mezihvězdným médiem při velmi velkých poloměrech, a také předpokládá, že mezi hvězdou a mezihvězdným plynem není žádný rychlostní rozdíl .
Tyto obálky mají dynamickou a zajímavou chemii , která je vzhledem k nízké hustotě obtížně reprodukovatelná v laboratorním prostředí. Povaha chemických reakcí v obalu se mění, jak se materiál vzdaluje od hvězdy, rozpíná se a ochlazuje. V blízkosti hvězdy je hustota obálky dostatečně vysoká, aby se reakce přiblížily termodynamické rovnováze. Jak materiál prochází dál Hustota 5 × 10 9 km klesá do bodu, kdy se dominantní vlastností stává kinetika , nikoli termodynamika. Některé energeticky příznivé reakce již nemohou v plynu probíhat, protože reakční mechanismus vyžaduje, aby třetí tělo odstranilo uvolněnou energii, když se vytvoří chemická vazba. V této oblasti zahrnuje mnoho reakcí radikály, jako je OH (v obálkách bohatých na kyslík) nebo CN (v obálkách obklopujících uhlíkové hvězdy). V nejvzdálenější oblasti obálky, dále než kolem5 × 10 11 km hustota klesne k bodu, kdy prach již zcela nezakrývá obal před mezihvězdným UV zářením a plyn se částečně ionizuje. Tyto ionty se poté účastní reakcí s neutrálními atomy a molekulami. Nakonec, jak se obálka slučuje s mezihvězdným médiem, je většina molekul zničena UV zářením.
Teplota CSE je určena tepelnými a chladicími vlastnostmi plynu a prachu, ale klesá s radiální vzdáleností od fotosféry hvězd, které jsou2 000 -3000 K . Chemické zvláštnosti AGB CSE směrem ven zahrnují:
- Fotosféra: Chemie lokální termodynamické rovnováhy
- Pulzující hvězdná obálka: rázová chemie
- Zóna tvorby prachu
- Chemicky tichý
- Mezihvězdná ultrafialové záření a fotodisociace z molekul - komplexní chemie
Dichotomie mezi kyslíkem bohatý a uhlík bohatý hvězdy má počáteční úlohu v určení toho, zda jsou první kondenzáty, jsou oxidy nebo karbidy, protože nejméně hojný těchto dvou prvků se pravděpodobně zůstávají v plynné fázi, jako CO x .
V zóně tvorby prachu se žáruvzdorné prvky a sloučeniny (Fe, Si, MgO atd.) Odstraňují z plynné fáze a končí v prachových zrnech . Nově vytvořený prach bude okamžitě pomáhat při povrchově katalyzovaných reakcích . Hvězdné větry hvězd AGB jsou místy vzniku kosmického prachu a jsou považovány za hlavní místa výroby prachu ve vesmíru.
Hvězdné větry hvězd AGB ( proměnné Mira a hvězdy OH / IR ) jsou také často místem maserovy emise . Tyto molekuly, které představují pro to jsou SiO , H 2 O , OH , HCN a SiS . SiO, H 2 O, a OH masery se typicky nacházejí v bohaté na kyslík typ M AGB hvězdy, jako je R Cassiopeiae a U Orionis , zatímco HCN a SiS masery se zpravidla nacházejí na uhlík hvězdy, jako IRC +10216 . Hvězdy typu S s masery jsou neobvyklé.
Poté, co tyto hvězdy ztratily téměř všechny své obálky a zůstaly pouze oblasti jádra, vyvinuly se dále do krátkodobé protoplanetární mlhoviny . Konečný osud obálek AGB představují planetární mlhoviny (PNe).
Pozdní tepelný puls
Až čtvrtina všech hvězd po AGB podstoupí epizodu nazvanou „znovuzrozený“. Uhlík-kyslíkové jádro je nyní obklopeno heliem s vnějším pláštěm vodíku. Pokud je helium znovu zapáleno, dojde k tepelnému pulzu a hvězda se rychle vrátí do AGB a stane se hvězdným objektem hořícím heliem a nedostatkem vodíku. Pokud má hvězda i při vzniku tohoto tepelného pulsu skořápku spalující vodík, nazývá se to „pozdní tepelný puls“. Jinak se tomu říká „velmi pozdní tepelný puls“.
Vnější atmosféra znovuzrozené hvězdy vyvíjí hvězdný vítr a hvězda znovu sleduje evoluční stopu přes Hertzsprung – Russellův diagram . Tato fáze je však velmi krátká a trvá jen asi 200 let, než hvězda opět zamíří ke stádiu bílého trpaslíka . Z pozorování se tato pozdní fáze tepelných pulsů zdá být téměř totožná s hvězdou Wolf-Rayet uprostřed její vlastní planetární mlhoviny .
Hvězdy jako Sakurai's Object a FG Sagittae jsou pozorovány, jak se během této fáze rychle vyvíjejí.
Nedávno bylo popsáno mapování okolních hvězdných magnetických polí tepelně pulzujících (TP-) hvězd AGB pomocí takzvaného Goldreich-Kylafisova efektu .
Super-AGB hvězdy
Hvězdy blízko horního hmotnostního limitu, které se stále kvalifikují jako hvězdy AGB, vykazují některé zvláštní vlastnosti a byly označovány jako hvězdy super-AGB. Mají hmotnosti nad 7 M ☉ a až 9 nebo 10 M ☉ (nebo více). Představují přechod k masivnějším superobřímým hvězdám, které procházejí úplnou fúzí prvků těžších než hélium. Během procesu triple-alfa se také vyrábějí některé prvky těžší než uhlík: většinou kyslík, ale také některé hořčíkové, neonové a dokonce těžší prvky. Hvězdy super-AGB vyvíjejí částečně degenerovaná jádra uhlík-kyslík, která jsou dostatečně velká, aby zapálila uhlík v záblesku analogicky k dřívějšímu záblesku helia. Druhý bagr je v tomto hmotnostním rozmezí velmi silný a udržuje velikost jádra pod úrovní potřebnou pro spalování neonů, jak se vyskytuje u supergiantů s vyšší hmotností. Velikost tepelných impulzů a třetího hloubení je ve srovnání s hvězdami s nižší hmotností snížena, zatímco frekvence tepelných impulzů se dramaticky zvyšuje. Některé hvězdy super-AGB mohou explodovat jako supernova zachycující elektrony, ale většina skončí jako kyslíkově neonoví bílí trpaslíci. Jelikož jsou tyto hvězdy mnohem častější než supergianty s vyšší hmotností, mohly by tvořit vysoký podíl pozorovaných supernov. Detekce příkladů těchto supernov by poskytla cenné potvrzení modelů, které jsou vysoce závislé na předpokladech.
Viz také
- Červený obr - Typ velkých chladných hvězd, které vyčerpaly jádro vodíku
- Mira - červená obří hvězda Omicron Ceti
- Mira variable - Typ proměnné hvězdy
- Uhlíková hvězda - Hvězda, jejíž atmosféra obsahuje více uhlíku než kyslíku
- Protoplanetární mlhovina - mlhovina obklopující umírající hvězdu
- Planetární mlhovina - Typ emisní mlhoviny
Reference
Další čtení
- Doherty, Carolyn L .; Gil-Pons, Pilar; Siess, Lionel; Lattanzio, John C .; Lau, Herbert HB (2015-01-21). „ Super- a masivní hvězdy AGB - IV. Konečné osudy - masový vztah mezi počátky “. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti . 446 (3): 2599–2612. doi: 10,1093 / mnras / stu2180 . ISSN 1365-2966.
- Langer, N. „Pozdní vývoj hvězd s nízkou a střední hmotností“ (PDF) . Hvězdy a hvězdná evoluce - poznámky k přednášce . University of Bonn / Argelander-Institut für Astronomie. Archivovány z původního (PDF) 13. 10. 2014 . Citováno 2013-01-29 .
- Habing, HJ; Olofsson, H. (2004). Asymptotic Giant Branch Stars . Springer . ISBN 978-0-387-00880-6.
- McCausland, RJH; Conlon, ES; Dufton, PL; Keenan, FP (1992). "Horké post-asymptotické obří větve hvězd ve vysokých galaktických zeměpisných šířkách". Astrofyzikální deník . 394 (1): 298–304. Bibcode : 1992ApJ ... 394..298M . doi : 10,1086 / 171582 .