Asymptotisk gren af ​​kæmper

Den asymptotiske kæmpegren  er et sent stadium i udviklingen af ​​stjerner med lille og mellem masse. Stjerner på udviklingsstadiet af den asymptotiske kæmpegren har lave temperaturer og store størrelser og lysstyrker. Derfor indtager sådanne stjerner i Hertzsprung-Russell-diagrammet et bestemt område, også kaldet den asymptotiske kæmpegren. De er ofte variable og har kraftig stjernevind .

Forud for dette stadie kommer enten det vandrette grenstadium eller det blå sløjfestadium afhængigt af stjernens masse. Den asymptotiske kæmpegren er opdelt i to dele: den tidlige asymptotiske kæmpegren og den termiske pulsationsfase. Sidstnævnte er karakteriseret ved et hurtigt massetab og en periodisk ændring i stjernens energikilder.

De mest massive stjerner på dette stadium oplever en kulstofdetonation og bliver supernovaer eller udvikler sig yderligere som supergiganter , men resten af ​​stjernerne fuldender dette stadie ved at kaste skallen og blive til en planetarisk tåge og derefter til en hvid dværg . Solen vil også passere denne fase i fremtiden.

Karakteristika

Stjernerne i den asymptotiske kæmpegren har lave temperaturer og sene spektraltyper  - hovedsageligt M, S og C [1] , men store størrelser og høje lysstyrker. Under hensyntagen til lysstyrkeklassen klassificeres de derfor som røde kæmper eller supergiganter [2] [3] .

Den asymptotiske gren af ​​giganter omfatter stjerner med en begyndelsesmasse på mindst 0,5 M ⊙ , men ikke mere end 10 M ⊙ , hvilket skyldes stjernernes udvikling (se nedenfor ) [3] [4] . De ydre lag af sådanne stjerner er meget sjældne, så de har en stærk stjernevind, der fører til et hurtigt massetab, op til 10 −4 M ⊙ om året [5] [6] .

Kernen af ​​sådanne stjerner består af kulstof og ilt . Omkring kernen er en skal af helium , som igen er omgivet af en forlænget brintskal . Konvektionszonen optager det meste af den ydre skal. Termonuklear fusion sker ikke i kernerne , men den sker i stjernens skaller (lagkilder) eller i en af ​​dem: helium brænder i heliumskallen , og ved grænsen mellem helium- og brintskallerne omdannes brint til helium, primært gennem CNO-cyklussen [2] [6] .

Stjerner på udviklingsstadiet af den asymptotiske kæmpegren er tydeligt synlige i kugleformede stjernehobe  – i Hertzsprung-Russell-diagrammet indtager de et område, der også kaldes den asymptotiske kæmpegren. De er lysere end stjernerne, der tilhører den røde kæmpegren med de samme spektralklasser. På Hertzsprung-Russell-diagrammet løber begge disse grene næsten parallelt, nærmer sig hinanden i området med de højeste lysstyrker, men skærer ikke hinanden. På grund af dette kaldes den øvre gren for asymptotisk , ligesom det udviklingsstadium, der svarer til denne gren [2] [5] .

R Billedhugger [6] kan tjene som et eksempel på en stjerne i den asymptotiske kæmpegren .

Variabilitet

Stjernerne i den asymptotiske kæmpegren er ofte variable af forskellige typer. De stjerner, der er kølet tilstrækkeligt ned og vokset i størrelse under evolutionen, bliver langtidsvariable  - denne type variable stjerner er ret heterogene, og stjernerne i den asymptotiske kæmpegren kan tilhøre to af dens undertyper. Den første type er mirider , som er karakteriseret ved periodiske pulsationer og en meget stor amplitude af lysstyrkeændringer, den anden er semiregulære variable med en mindre amplitude af lysstyrkeændringer og mindre regelmæssige fluktuationer [5] [6] [7] .

I løbet af evolutionen kan sådanne stjerner også krydse ustabilitetsstriben og blive pulserende variable af typen BL Hercules eller Jomfru W-typen [8] .

Evolution

Stjerner flytter til den asymptotiske kæmpegren, når de løber tør for helium i deres kerne, og termonuklear fusion med dens deltagelse fortsætter rundt om kernen, bestående af kulstof og ilt. Afhængigt af den indledende masse, er dette udviklingstrin forudgået af et trin af en vandret gren (eller rød kondensation ) eller en blå sløjfe . Den nedre massegrænse for at komme til dette stadie er 0,5 M ⊙ , da mindre massive stjerner ikke er i stand til at starte heliumforbrænding, og den øvre grænse er omkring 10 M ⊙ : i mere massive stjerner begynder reaktioner, der involverer helium kort efter at have forladt hovedsekvensen , og stjerner bliver supergiganter [9] [10] [11] .

Tidlig asymptotisk kæmpegren

Efter overgangen til den asymptotiske kæmpegren begynder stjernen at stige i størrelse og afkøles; for lavmassestjerner løber det evolutionære spor på dette stadium tæt på sporet på den røde kæmpegren , kun ved lidt højere temperaturer for samme lysstyrke. For mere massive stjerner er dette ikke tilfældet: den asymptotiske gren for dem passerer i området med højere lysstyrker end den røde kæmpegren. Men i begge tilfælde ligner processerne i stjernen dem, der sker i stjerner på den røde kæmpegren [10] [11] .

I første omgang, på dette stadium, finder termonuklear fusion sted i to lagdelte kilder: i helium og brint. Når stjernen udvider sig, afkøles brintskallen og bliver mindre tæt, så termonukleære reaktioner i den stopper. For stjerner med lav masse fører dette til et midlertidigt fald i størrelse og lysstyrke. Derefter fortsætter stjernen med at udvide sig og blive lysere igen, og som et resultat, på Hertzsprung-Russell-diagrammet, dvæler den i nogen tid i et område. I talrige stjernepopulationer af stor alder kan mange stjerner fra den asymptotiske kæmpegren samtidigt opholde sig i denne region. I den engelsksprogede litteratur kaldes dette område for AGB-klump (lit. "klump på den asymptotiske gren af ​​giganter") [12] .

Udvidelsen af ​​stjernen og nedlukningen af ​​brintlagskilden fører til, at den konvektive skal spreder sig til stadigt dybere områder, og i stjerner, der er mere massive end 3-5 M ⊙ (afhængig af den kemiske sammensætning) opstår et andet scoop , hvor en betydelig masse bringes til overfladen, op 1 M ⊙ for de mest massive stjerner, helium og nitrogen [12] .

Under alle omstændigheder, så længe heliumafbrændingen foregår i en skal omkring den inerte kerne, er stjernen på den såkaldte tidlige asymptotiske kæmpegren. Yderligere udvikling på den asymptotiske kæmpegren er meget hurtigere, og dens karakter afhænger af stjernens masse [13] .

Solens overgang til den asymptotiske kæmpegren vil ske om omkring 7,8 milliarder år, hvor dens alder vil være omkring 12,3 milliarder år. På dette tidspunkt vil Solen have en masse på omkring 0,71 M ⊙ , en lysstyrke på 44 L ⊙ , en temperatur på 4800 K og en radius på 9,5 R ⊙ . Efter 20 millioner år derefter vil den tidlige asymptotiske kæmpegren for Solen ende: Til den tid vil dens masse være reduceret til 0,59 M ⊙ , og temperaturen til 3150 K . Radius vil stige til cirka 130 R ⊙ og lysstyrken til 2000 L ⊙ . De nøjagtige parametre for Solen afhænger af, hvilken del af massen den taber [14] .

Yderligere udvikling

En stjernes videre udvikling afhænger af dens masse. Alle stjerner på den asymptotiske kæmpegren har en kerne af kulstof og ilt. I starten er den inert, men dens masse øges gradvist, kernen bliver tættere og bliver degenereret . Hvis massen af ​​stjernen er stor nok, sker der en kulstofdetonation i den  - en eksplosiv start på den nukleare forbrænding af kulstof . Dette fænomen ligner et helium-flash , men mere kraftfuldt, og kan føre til en stjernes eksplosion som en supernova , men det er også muligt, at stjernen overlever og fortsætter med at udvikle sig i henhold til supergigantscenariet [9] [15] [16 ] . De mest massive stjerner på dette evolutionstrin betragtes således ofte som en overgangstype af stjerner mellem mindre massive stjerner fra den asymptotiske kæmpegren og supergiganter [17] [18] .

Den mindste begyndelsesmasse af en stjerne, hvor udviklingen forløber ifølge et sådant scenarie, er en følsom funktion af den kemiske sammensætning. For stjerner med en metallicitet tæt på sol, og også meget fattige på metaller, er denne værdi omkring 8 M ⊙ . Funktionens minimum nås, når fraktionen af ​​grundstoffer, der er tungere end helium, er 0,001, i hvilket tilfælde den nødvendige masse til carbondetonation kun er 4 M ⊙ [16] .

Termisk pulsationstrin

Hvis stjernen har en masse mindre end ovenstående grænse, forbliver dens kerne inaktiv. Afbrændingen af ​​helium i den lagdelte kilde fortsætter, indtil alt helium i den løber ud - i dette øjeblik går stjernen ind i stadiet af termisk pulserende AGB -fase .  Derefter komprimeres skallen skarpt og opvarmes, som et resultat af hvilken heliumsyntese fra brint begynder i den [16] .

Under denne proces ophobes helium igen omkring kernen, som gradvist kondenserer og opvarmes. Når massen af ​​akkumuleret helium overstiger en vis grænse, som afhænger af kernens masse, begynder heliumforbrændingen: for eksempel med en kernemasse på 0,8 M ⊙ er den begrænsende masse af helium 10 −3 M ⊙ , og større masse af kernen, jo lavere er begrænsende masse af helium. I denne proces observeres en positiv feedback : termonukleære reaktioner øger temperaturen, hvilket igen øger hastigheden af ​​termonukleære reaktioner - der opstår en lagdelt heliumflash [19] , hvis effekt kan nå 10 7 -10 8 L ⊙ . Denne begivenhed fører til udvidelsen af ​​de ydre skaller og afslutningen af ​​reaktioner i brintlagskilden, og derefter til udvidelsen af ​​selve lagkilden og afslutningen af ​​positiv feedback [20] .

Processen beskrevet ovenfor kaldes termisk pulsering og varer i flere hundrede år .  Derefter er der en længere fase af heliumforbrænding med konstant effekt, og når helium er opbrugt, begynder det igen at blive syntetiseret fra brint, hvorefter den næste termiske pulsering sker. Pulseringer kan forekomme mange gange i én stjerne, og perioden mellem dem afhænger af kernens masse og aftager med dens vækst [19] [21] .

Efter hver termisk pulsation i stjerner spredes konvektionszonen til en større dybde. I stjerner med en begyndelsesmasse på mere end 1,2-1,5 M ⊙ trænger den dybt nok ind til, at der kan opstå et tredje scoop , hvor helium, kulstof og grundstoffer, der stammer fra s-processen , bringes til overfladen . Som følge heraf er der efter et vist antal termiske pulsationer mere kulstof på stjernens overflade end oxygen, og stjernen bliver til en kulstofstjerne [21] .

For stjerner, der er mere massive end 6–7 M ⊙ , kan de dybeste dele af konvektionszonen have så høj en temperatur, at der opstår termonuklear fusion i dem, hvis produkter straks bringes til overfladen. Dette fænomen, kendt i den engelske litteratur som hot-bottom burning , omdanner kulstoffet i stjernens ydre lag til nitrogen, hvilket forhindrer kulstofstjerner i at dannes. Derudover er overfladen af ​​sådanne stjerner stærkt beriget med lithium : især i næsten alle langtidsvariable er indholdet af dette grundstof på overfladen tre størrelsesordener større, end det ville være uden et sådant fænomen [22] .

Det er også på dette stadium, at den stærkeste stjernevind observeres, hvor massetabet kan nå op til 10 −4 M ⊙ om året. Derudover er der en sammenhæng mellem hastigheden af ​​massetab og variabilitetsperioden for stjerner, samt med selve stjernevindens hastighed [23] .

Solen vil være på scenen med termiske pulsationer i kun 400 tusind år. Numerisk modellering af denne fase er en vanskelig opgave, og dens resultater påvirkes af det faktum, at processerne med massetab af stjerner ikke er godt forstået. Ifølge det mest plausible scenarie vil Solens masse ved slutningen af ​​dette trin falde til 0,54 M ⊙ , den vil overleve 4 termiske pulsationer, dens radius vil svinge inden for 50-200 R ⊙ , og dens lysstyrke vil variere fra 500 til 5000 L ⊙ . Den maksimale radius af Solen i dette tilfælde vil være 0,99 AU . dvs. , som er større end Venus ' moderne bane , men på grund af Solens tab af masse, vil Venus til den tid bevæge sig til en mere fjern bane og undgå absorption af stjernen. Der blev dog også overvejet et scenarie, hvor Solen taber masse langsommere i løbet af sin levetid - i dette tilfælde vil den overleve 10 termiske pulsationer, nå en større radius, og planeterne vil ændre deres kredsløb svagere, hvilket resulterer i, at Solen vil absorbere både Venus og Jorden . Merkur vil under alle omstændigheder blive absorberet af Solen på den røde kæmpegren [14] .

Afgang fra den asymptotiske gren af ​​giganter

Antallet af termiske pulsationer, som en stjerne oplever, er begrænset af brintskallens masse, som gradvist aftager på grund af stærk stjernevind og brintafbrænding i en lagkilde. Når skallens masse er reduceret til et par tusindedele af Solens masse, stopper heliumsyntesen. Stjernen forlader den asymptotiske kæmpegren, skallerne af brint og helium begynder at skrumpe hurtigt. Samtidig stiger temperaturen på stjernens overflade, mens lysstyrken forbliver næsten konstant. Stjernen og stoffet udstødt af den bliver en protoplanetarisk tåge , og når stjernens temperatur stiger til 30 tusind K og stoffet ioniseres , bliver det til  en planetarisk tåge [24] [25] .

Et eksempel på en stjerne på dette stadie er Barnard 29 i M 13 - hoben [26] . For Solen vil udgangen fra den asymptotiske kæmpegren kun tage 100 tusind år, og dens lysstyrke vil på det tidspunkt være omkring 3500 L ⊙ . Under overgangen vil Solens maksimale temperatur være 120 tusind K , og radius vil falde til 0,08 R ⊙ [14] .

Yderligere udvikling kan følge forskellige scenarier. Den første, enkleste og mest sandsynlige - en stjerne, der har mistet sine energikilder, vil gradvist afkøle og dæmpe og blive en hvid dværg . Den anden måde realiseres, hvis heliumskallen under komprimeringen af ​​stjernen opvarmes nok til, at der kan opstå endnu en, sidste, termisk pulsering - som følge heraf vender stjernen kortvarigt tilbage til den asymptotiske kæmpegren, hvorefter den trækker sig sammen igen og bliver til en hvid dværg. Et eksempel på en sådan stjerne er FG Arrows . Endelig er der en mulighed mere - med den opvarmes brintskallen nok til at starte sin forbrænding med positiv feedback. I dette tilfælde skal der observeres et udbrud af en ny stjerne , hvorefter der dannes en hvid dværg, på hvis overflade brint kan være fuldstændig fraværende [24] .

Studiehistorie

Den asymptotiske kæmpegren blev først skilt fra resten af ​​de røde kæmper af Halton Arp i 1955 [27] [28] [29] . Samtidig tog teorien om stjernernes evolution også en moderne form: I 1954 fastslog Allan Sandage , at stjerner bliver røde kæmper efter at have forladt hovedsekvensen . Siden dengang er udviklingen af ​​stjerner blevet dybt undersøgt, såvel som egenskaberne af stjernerne i den asymptotiske kæmpegren, men nogle detaljer vedrørende disse stjerner er stadig ukendte [30] [31] . De mindst undersøgte er de mest massive stjerner i den asymptotiske kæmpegren, som fra et vist tidspunkt udvikler sig som supergiganter: de første værker, der er viet til sådanne stjerner, blev først udført i 1990'erne [17] [32] .

Noter

  1. ↑ Kwok Sun. Spektralklassificering af asymptotiske  kæmpegrenstjerner . - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 1993. - 1. januar (bd. 41). - S. 111. - ISBN 0937707600 .
  2. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , s. 250.
  3. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , s. 159.
  4. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 161.
  5. ↑ 1 2 3 Samus N. N. Variable stjerner . 2.3. Langtidsvariable stjerner . Astronomisk arv . Hentet 6. marts 2021. Arkiveret fra originalen 4. august 2020.
  6. ↑ 1 2 3 4 David Darling. Asymptotisk kæmpegren . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 6. marts 2021. Arkiveret fra originalen 6. februar 2021.
  7. ↑ I. Soszynski, W. A. ​​Dziembowski, A. Udalski, M. Kubiak, M. K. Szymanski. Eksperimentet med optisk gravitationslinse. Periode - Lysstyrkeforhold mellem variable røde kæmpestjerner  (engelsk)  // Acta Astronomica . - Warszawa: Copernicus Foundation for Polish Astronomy, 2007. - 1. september (bd. 57). - S. 201-225. — ISSN 0001-5237 . Arkiveret fra originalen den 9. november 2017.
  8. ↑ Stjernehobe . 6.8 Horisontale og asymptotiske grene. Overgangsperiode for RR Lyra variable stjerner . Astronet . Hentet 6. marts 2021. Arkiveret fra originalen 3. februar 2021.
  9. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , s. 154-159.
  10. ↑ 1 2 Karttunen et al., 2007 , pp. 249-250.
  11. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , s. 187.
  12. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 187-188.
  13. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 187-189.
  14. ↑ 1 2 3 I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Vores sol. III. Nutid og fremtid  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1. november (bd. 418). - S. 457. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Arkiveret fra originalen den 26. februar 2008.
  15. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 250-253.
  16. ↑ 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005 , s. 189.
  17. ↑ 12 L. Siess . Udvikling af massive AGB-stjerner - I. Kulstofforbrændingsfase (engelsk)  // Astronomy & Astrophysics . - Paris: EDP Sciences , 2006. - 1. marts (vol. 448 ( iss. 2 ). - P. 717-729. - ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.10461/6051 :-6051/ 20053043. Arkiveret fra originalen den 25. april 2021 .  
  18. ↑ AJT Poelarends, F. Herwig, N. Langer, A. Heger. Supernova Channel of Super-AGB Stars  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2008. - 1. marts (bd. 675). - s. 614-625. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/520872 . Arkiveret fra originalen den 7. oktober 2019.
  19. ↑ 1 2 Helium flash . Encyclopedia of Physics and Engineering . Hentet 7. marts 2021. Arkiveret fra originalen 8. maj 2021.
  20. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 189-190.
  21. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 189-193.
  22. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 193.
  23. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 195-197.
  24. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 195-198.
  25. ↑ CJ Davis, MD Smith, TM Gledhill, WP Varricatt. Nær-infrarød echelle-spektroskopi af protoplanetariske tåger: undersøgelse af den hurtige vind i H2  // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 2005. - 1. juni (bd. 360). - S. 104-118. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09018.x .
  26. ↑ Hartmut Frommert. M13 Barnard 29 . Messier Database . Hentet: 8. marts 2021.
  27. ↑ HC Arp, HL Johnson. Kuglehoben M13.  // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1955. - 1. juli (bd. 122). - S. 171. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/146065 .
  28. ↑ Allan Sandage, Basil Katem, Jerome Kristian. En indikation af huller i den gigantiske gren af ​​den kugleformede klynge M15  // The Astrophysical Journal Letters . - Bristol: IOP Publishing , 1968. - 1. august (bd. 153). — P. L129. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/180237 .
  29. ↑ M. Shimoda, K. Tanikawa. Om de gigantiske, asymptotiske og vandrette grene af den kugleformede klynge M5  // Publications of the Astronomical Society of Japan . - Tokyo: Astronomical Society of Japan, 1970. - Vol. 22. - S. 143. - ISSN 0004-6264 .
  30. ↑ Astronomis historie . Astronomi . SI Vavilov Institute of the History of Natural Science and Technology af Det Russiske Videnskabsakademi . Hentet 8. marts 2021. Arkiveret fra originalen 29. juni 2020.
  31. ↑ Amanda I. Karakas, Maria Lugaro. Stjerneudbytter fra metalrige asymptotiske kæmpegrenmodeller  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2016. - 1. juli (bd. 825). - S. 26. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.3847/0004-637X/825/1/26 .
  32. ↑ Carolyn L. Doherty, Pilar Gil-Pons, Lionel Siess, John C. Lattanzio, Herbert HB Lau. Super- og massive AGB-stjerner - IV. Endelige skæbner - indledende til endelig masseforhold  // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society  . - N. Y. : Wiley-Blackwell , 2015. - 1. januar (bd. 446). - P. 2599-2612. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stu2180 . Arkiveret fra originalen den 24. august 2018.

Litteratur

Links

  Gå til Wikidata-elementet  I bibliografiske kataloger