Az óriások aszimptotikus ága

Az aszimptotikus óriás ág a kis és közepes tömegű csillagok evolúciójának  késői szakasza . Az aszimptotikus óriáság evolúciós szakaszában lévő csillagok alacsony hőmérsékletűek, nagy méretűek és fényesek. Ezért a Hertzsprung-Russell diagramban az ilyen csillagok egy bizonyos régiót foglalnak el, amelyet aszimptotikus óriáságnak is neveznek. Gyakran változékonyak és erős csillagszelek vannak .

Ezt a szakaszt vagy a vízszintes elágazási szakasz, vagy a kék hurok szakasz előzi meg , a csillag tömegétől függően. Az aszimptotikus óriáság két részre oszlik: a korai aszimptotikus óriáságra és a termikus pulzációs fázisra. Ez utóbbira a gyors tömegvesztés és a csillag energiaforrásainak időszakos változása jellemző.

A legnagyobb tömegű csillagok ebben a szakaszban széndetonációt tapasztalnak, és szupernóvákká válnak, vagy szuperóriásokká fejlődnek tovább , de a többi csillag úgy fejezi be ezt a szakaszt, hogy leveti a héjat, és bolygóköddé , majd fehér törpévé alakul . A nap ezen a szakaszon is túljut a jövőben.

Jellemzők

Az aszimptotikus óriáság csillagai alacsony hőmérsékletűek és késői spektrumtípusúak  - főleg M, S és C [1] , de nagy méretűek és nagy fényerővel rendelkeznek. Ezért a fényességi osztályt figyelembe véve a vörös óriások vagy szuperóriások közé sorolják őket [2] [3] .

Az óriások aszimptotikus ágába tartoznak azok a csillagok, amelyek kezdeti tömege legalább 0,5 M ⊙ , de legfeljebb 10 M ⊙ , ami a csillagok evolúciójának köszönhető (lásd alább ) [3] [4] . Az ilyen csillagok külső rétegei nagyon ritkák, ezért erős csillagszél van bennük, ami gyors tömegveszteséghez vezet, akár évi 10 −4 M ⊙ [5] [6] .

Az ilyen csillagok magja szénből és oxigénből áll . A mag körül egy héliumhéj található , amelyet viszont egy kiterjesztett hidrogénhéj vesz körül . A konvektív zóna a külső héj nagy részét foglalja el. Termonukleáris fúzió nem az atommagokban , hanem a csillagok héjában (rétegforrásokban) vagy azok egyikében előfordul: a héliumhéjban ég a hélium , a hélium és a hidrogénhéj határán pedig a hidrogén átalakul hélium, elsősorban a CNO cikluson keresztül [2] [6] .

Az aszimptotikus óriáság evolúciós szakaszában lévő csillagok jól láthatóak gömb alakú csillaghalmazokban  - a Hertzsprung-Russell diagramban egy olyan régiót foglalnak el, amelyet aszimptotikus óriáságnak is neveznek. Fényesebbek, mint a vörös óriás ághoz tartozó, azonos spektrumtípusú csillagok. A Hertzsprung-Russell diagramon ez a két ág szinte párhuzamosan fut, a legnagyobb fényerősség tartományában közelítenek egymáshoz, de nem metszik egymást. Emiatt a felső ágat aszimptotikusnak nevezzük , csakúgy, mint az ennek az ágnak megfelelő fejlődési szakaszt [2] [5] .

R Sculptor [6] példaként szolgálhat az aszimptotikus óriáság csillagára .

Változékonyság

Az aszimptotikus óriáság csillagai gyakran különböző típusúak. Azok a csillagok, amelyek az evolúció során kellőképpen kihűltek és megnövekedtek, hosszú periódusú változókká válnak  – ez a változócsillag-típus meglehetősen heterogének, és az aszimptotikus óriáság csillagai ennek két altípusába tartozhatnak. Az első típus a miridek , amelyeket periodikus pulzáció és nagyon nagy fényerő-változási amplitúdó jellemez, a második félszabályos változók kisebb fényerő-változási amplitúdóval és kevésbé szabályos ingadozásokkal [5] [6] [7] .

Ezenkívül az evolúció során az ilyen csillagok átléphetik az instabilitási sávot , és a BL Hercules vagy a Virgo W típusú pulzáló változókká válhatnak [8] .

Evolúció

A csillagok az aszimptotikus óriáságba költöznek, amikor kifogy a magjukból a hélium, és a termonukleáris fúzió a részvételével folytatódik a mag körül, amely szénből és oxigénből áll. A kezdeti tömegtől függően az evolúció ezen szakaszát egy vízszintes ág (vagy vörös kondenzáció ) vagy egy kék hurok szakasza előzi meg . Ennek a szakasznak az alsó tömeghatára 0,5 M ⊙ , mivel a kisebb tömegű csillagok nem képesek elindítani a hélium égését, a felső határ pedig körülbelül 10 M ⊙ : a nagyobb tömegű csillagokban a héliummal kapcsolatos reakciók röviddel a fő sorozat elhagyása után indulnak meg. , és a csillagok szuperóriásokká válnak [9] [10] [11] .

Korai aszimptotikus óriás ág

Az aszimptotikus óriás ágba való átmenet után a csillag kezd növekedni és lehűlni; kis tömegű csillagok esetében az evolúciós pálya ebben a szakaszban közel fut a vörös óriás ág pályájához , csak valamivel magasabb hőmérsékleten azonos fényerő mellett. A nagyobb tömegű csillagok esetében ez nem így van: számukra az aszimptotikus ág a vörös óriás ágnál nagyobb fényerő tartományában halad át. Azonban mindkét esetben a csillagban zajló folyamatok hasonlóak a vörös óriás ágon lévő csillagokban [10] [11] .

Kezdetben, ebben a szakaszban a termonukleáris fúzió két réteges forrásban megy végbe: héliumban és hidrogénben. Ahogy a csillag tágul, a hidrogénhéj lehűl és kevésbé sűrűsödik, így a termonukleáris reakciók leállnak benne. A kis tömegű csillagok esetében ez a méret és a fényerő átmeneti csökkenéséhez vezet. Ezt követően a csillag tovább terjeszkedik és ismét fényesebbé válik, és ennek eredményeként a Hertzsprung-Russell diagramon egy ideig ott marad egy területen. Számos nagy korú csillagpopulációban az aszimptotikus óriáság számos csillaga tartózkodhat egyidejűleg ezen a területen. Az angol nyelvű szakirodalomban ezt a területet AGB clump -nak (szó szerint "clump on the asymptotic branch of giants") nevezik [12] .

A csillag tágulása és a hidrogénréteg-forrás leállása oda vezet, hogy a konvektív héj egyre mélyebb területekre terjed, és a 3-5 M⊙-nál nagyobb tömegű csillagokban ( kémiai összetételtől függően) egy második gombóc következik be . amelyekben jelentős tömeg kerül a felszínre, akár 1 M ⊙ a legnagyobb tömegű csillagok, a hélium és a nitrogén esetében [12] .

Mindenesetre mindaddig, amíg a hélium égése egy burokban zajlik az inert mag körül, a csillag az úgynevezett korai aszimptotikus óriáságon van. A további evolúció az aszimptotikus óriáságon sokkal gyorsabb, és karaktere a csillag tömegétől függ [13] .

A Nap átmenete az aszimptotikus óriáságba körülbelül 7,8 milliárd év múlva fog megtörténni, amikor a kora körülbelül 12,3 milliárd év lesz. Ekkorra a Nap tömege körülbelül 0,71 M ⊙ , fényereje 44 L ⊙ , hőmérséklete 4800 K , sugara pedig 9,5 R ⊙ . Ezt követően 20 millió év elteltével a Nap korai aszimptotikus óriásága véget ér: addigra a tömege 0,59 M⊙ -ra , a hőmérséklete pedig 3150 K -re csökken . A sugár körülbelül 130 R ⊙ -re, a fényerő pedig 2000 L ⊙ -ra nő . A Nap pontos paraméterei attól függnek, hogy tömegének mekkora részét veszíti el [14] .

További evolúció

Egy csillag további fejlődése a tömegétől függ. Az aszimptotikus óriás ág minden csillagának van szénből és oxigénből álló magja. Kezdetben inert, de tömege fokozatosan növekszik, a mag sűrűsödik és degenerálódik . Ha a csillag tömege elég nagy, akkor széndetonáció történik benne - a szén nukleáris égésének  robbanásszerű megindulása . Ez a jelenség hasonló a héliumvillanáshoz , de erősebb, és egy csillag szupernóvaként történő felrobbanásához vezethet , de az is lehetséges, hogy a csillag túléli és tovább fejlődik a szuperóriás forgatókönyv szerint [9] [15] [16 ] ] . Így az evolúció ezen szakaszában a legnagyobb tömegű csillagokat gyakran átmeneti típusú csillagoknak tekintik az aszimptotikus óriáság kisebb tömegű csillagai és a szuperóriások között [17] [18] .

Egy csillag minimális kezdeti tömege, amelynél az evolúció egy ilyen forgatókönyv szerint megy végbe, a kémiai összetétel érzékeny függvénye. A napenergiához közeli fémességű és fémekben nagyon szegény csillagok esetében ez az érték körülbelül 8 M ⊙ . A függvény minimumát akkor érjük el, ha a héliumnál nehezebb elemek hányada 0,001, ebben az esetben a szén detonációjához szükséges tömeg mindössze 4 M⊙ [16] .

Termikus pulzációs fokozat

Ha a csillag tömege kisebb, mint a fenti határérték, akkor a magja inert marad. A hélium égése a réteges forrásban addig folytatódik, amíg a benne lévő összes hélium el nem fogy – ebben a pillanatban a csillag a termikusan pulzáló AGB fázisba lép .  Ezt követően a héjat élesen összenyomják és felmelegítik, aminek következtében megindul benne a hélium szintézise hidrogénből [16] .

A folyamat során a hélium ismét felhalmozódik a mag körül, amely fokozatosan lecsapódik és felmelegszik. Amikor a felhalmozódott hélium tömege túllép egy bizonyos határt, amely az atommag tömegétől függ, megindul a hélium égése: például 0,8 M ⊙ atommag tömegénél a hélium határtömege 10 −3 M ⊙ , és minél nagyobb az atommag tömege, annál kisebb a hélium határtömege. Ebben a folyamatban pozitív visszacsatolás figyelhető meg : a termonukleáris reakciók növelik a hőmérsékletet, ami viszont növeli a termonukleáris reakciók sebességét - réteges hélium felvillanás következik be [19] , amelynek teljesítménye elérheti a 10 7 -10 8 L ⊙ . Ez az esemény a külső héjak tágulásához és a hidrogénréteg-forrásban végbemenő reakciókhoz, majd magának a rétegforrásnak a tágulásához és a pozitív visszacsatolás megszűnéséhez vezet [20] .

A fent leírt folyamatot termikus pulzációnak nevezik , és több száz évig tart .  Ezt követően egy hosszabb, állandó teljesítményű hélium égési fázis következik, és amikor a hélium elfogy, újra elkezdődik a hidrogénből történő szintetizálása, amely után következik be a következő hőpulzáció. A pulzálás sokszor előfordulhat egy csillagban, és a közöttük lévő periódus a mag tömegétől függ, és a növekedésével csökken [19] [21] .

A csillagokban minden egyes termikus pulzáció után a konvektív zóna nagyobb mélységbe terjed. Az 1,2-1,5 M ⊙ kezdeti tömegnél nagyobb csillagokban elég mélyre hatol ahhoz, hogy egy harmadik gombóc is megtörténjen, amely során a hélium, a szén és az s-folyamatból származó elemek a felszínre kerülnek . Ennek eredményeként bizonyos számú termikus pulzáció után több szén van a csillag felszínén, mint oxigén, és a csillag széncsillaggá válik [21] .

A 6-7 M⊙ - nál nagyobb tömegű csillagok esetében a konvektív zóna legmélyebb részei olyan magas hőmérsékletűek lehetnek, hogy bennük termonukleáris fúzió megy végbe, amelynek termékei azonnal a felszínre kerülnek. Ez a jelenség, amelyet az angol szakirodalom hot-bottom burning néven ismer, a csillag külső rétegeiben lévő szenet nitrogénné alakítja, megakadályozva a széncsillagok kialakulását. Ezen túlmenően az ilyen csillagok felülete nagymértékben dús lítiumban : különösen, szinte minden hosszú periódusú változóban ennek az elemnek a tartalma a felszínen három nagyságrenddel nagyobb, mint egy ilyen jelenség hiányában. [22] .

Szintén ebben a szakaszban figyelhető meg a legerősebb csillagszél, amely miatt a tömegveszteség mértéke elérheti az évi 10 −4 M⊙ - t is. Emellett összefüggés van a tömegvesztés sebessége és a csillagok változékonyságának periódusa között, valamint magának a csillagszélnek a sebessége között [23] .

A Nap csak 400 ezer évig lesz a termikus pulzáció szakaszában. Ennek a szakasznak a numerikus modellezése nehéz feladat, és eredményét befolyásolja, hogy a csillagok tömegvesztési folyamatai nem teljesen ismertek. A legvalószínűbb forgatókönyv szerint ennek a szakasznak a végére a Nap tömege 0,54 M ⊙ -ra csökken, 4 hőlökést túlél, sugara 50-200 R ⊙ között ingadozik, fényessége pedig 500-5000 L ⊙ . A Nap maximális sugara ebben az esetben 0,99 AU lesz . azaz , amely nagyobb, mint a Vénusz modern pályája , de a Nap tömegvesztése miatt a Vénusz addigra egy távolabbi pályára kerül, és elkerüli a csillag általi elnyelést. Ugyanakkor szóba került egy olyan forgatókönyv is, amelyben a Nap lassabban veszít tömegéből élete során - ebben az esetben 10 hőlökést túlél, nagyobb sugarat ér el, és a bolygók gyengébb pályájukat változtatják, aminek következtében a A Nap elnyeli a Vénuszt és a Földet is . A Merkúrt mindenesetre a Nap elnyeli a vörös óriás ágon [14] .

Távozás az óriások aszimptotikus ágából

A csillag által tapasztalt termikus pulzációk számát a hidrogénhéj tömege korlátozza, amely fokozatosan csökken az erős csillagszél és a rétegforrásban égő hidrogén miatt. Ha a héj tömege a Nap tömegének néhány ezredére csökken, a hélium szintézise leáll. A csillag elhagyja az aszimptotikus óriáságat, a hidrogén és a hélium héja gyorsan zsugorodni kezd. Ugyanakkor a csillag felszínén a hőmérséklet növekszik, miközben a fényerő szinte állandó marad. A csillag és az általa kilökött anyag protoplanetáris köddé válik , és amikor a csillag hőmérséklete 30 ezer K -re emelkedik, és az anyag ionizálódik  , bolygóköddé válik [24] [25] .

Ebben a szakaszban egy csillagra példa a Barnard 29 az M 13 -as halmazban [26] . A Nap számára az aszimptotikus óriás ágból való kilépés mindössze 100 ezer évig tart, és fényereje ekkor körülbelül 3500 L ⊙ . Az átmenet során a Nap maximális hőmérséklete 120 ezer K lesz, a sugara pedig 0,08 R ⊙ -ra csökken [14] .

A további fejlődés különféle forgatókönyveket követhet. Az első, legegyszerűbb és legvalószínűbb - egy csillag, amely elvesztette energiaforrásait, fokozatosan lehűl és elhalványul, és fehér törpévé válik . A második út akkor valósul meg, ha a csillag összenyomódása során a héliumhéj eléggé felmelegszik ahhoz, hogy újabb, végső, termikus pulzáció jöjjön létre - ennek eredményeként a csillag rövid időre visszatér az aszimptotikus óriáságba, majd ismét összehúzódik, fehér törpévé változik. Ilyen csillag például az FG Arrows . Végül van még egy lehetőség - ezzel a hidrogénhéj eléggé felmelegszik ahhoz, hogy az égést pozitív visszajelzéssel elindítsa. Ebben az esetben egy új csillag kitörését kell megfigyelni , amely után egy fehér törpe képződik, amelynek felületén a hidrogén teljesen hiányozhat [24] .

Tanulmánytörténet

Az aszimptotikus óriáságat először Halton Arp különböztette meg a többi vörös óriástól 1955 -ben [27] [28] [29] . Ugyanakkor a csillagfejlődés elmélete is modern formát öltött: 1954-ben Allan Sandage megállapította, hogy a csillagok vörös óriássá válnak, miután elhagyták a fősorozatot . Azóta a csillagok evolúcióját, valamint az aszimptotikus óriáság csillagainak tulajdonságait mélyrehatóan tanulmányozták, de ezeknek a csillagoknak néhány részlete ismeretlen [30] [31] . A legkevésbé tanulmányozott az aszimptotikus óriáság legnagyobb tömegű csillagai, amelyek egy bizonyos időponttól kezdve szuperóriásokká fejlődnek: az első ilyen csillagokkal foglalkozó munkákat csak az 1990-es években végezték [17] [32] .

Jegyzetek

  1. ↑ Kwok Sun. Az aszimptotikus óriáságú  csillagok spektrális osztályozása . - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 1993. - január 1. (41. kötet). - P. 111. - ISBN 0937707600 .
  2. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , p. 250.
  3. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , p. 159.
  4. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 161.
  5. ↑ 1 2 3 Samus N. N. Változócsillagok . 2.3. Hosszú periódusú változócsillagok . Csillagászati ​​örökség . Letöltve: 2021. március 6. Az eredetiből archiválva : 2020. augusztus 4..
  6. ↑ 1 2 3 4 David Darling. Aszimptotikus óriás ág . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. március 6. Az eredetiből archiválva : 2021. február 6..
  7. ↑ I. Soszynski, W. A. ​​​​Dziembowski, A. Udalski, M. Kubiak, M. K. Szymanski. Az optikai gravitációs lencsék kísérlete. Period--Luminosity Relations of Variable Red Giant Stars  (angol)  // Acta Astronomica . - Varsó: Kopernikusz Alapítvány a Lengyel Csillagászatért, 2007. - szeptember 1. (57. kötet). - P. 201-225. — ISSN 0001-5237 . Archiválva az eredetiből 2017. november 9-én.
  8. ↑ Csillaghalmazok . 6.8 Vízszintes és aszimptotikus ágak. Az RR Lyra változócsillagok átmeneti időszaka . Asztronet . Letöltve: 2021. március 6. Az eredetiből archiválva : 2021. február 3.
  9. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , p. 154-159.
  10. ↑ 1 2 Karttunen et al., 2007 , pp. 249-250.
  11. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , p. 187.
  12. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 187-188.
  13. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 187-189.
  14. ↑ 1 2 3 I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. A mi Napunk. III. Jelen és jövő  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - november 1. (418. kötet). - P. 457. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Archiválva az eredetiből 2008. február 26-án.
  15. ↑ Karttunen et al., 2007 , pp. 250-253.
  16. ↑ 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005 , p. 189.
  17. ↑ 12 L. Siess . Masszív AGB-csillagok evolúciója - I. Szénégető fázis (angol)  // Astronomy & Astrophysics . - Párizs: EDP Sciences , 2006. - március 1. (448. kötet ( 2. kiadás). - P. 717-729. - ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.104-301051 20053043. Archiválva az eredetiből 2021. április 25-én .  
  18. ↑ AJT Poelarends, F. Herwig, N. Langer, A. Heger. A Super-AGB csillagok szupernóva csatornája  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2008. - március 1. (675. kötet). - P. 614-625. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/520872 . Archiválva az eredetiből 2019. október 7-én.
  19. ↑ 1 2 Hélium villanás . Fizikai és Technológiai Enciklopédia . Letöltve: 2021. március 7. Az eredetiből archiválva : 2021. május 8..
  20. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 189-190.
  21. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 189-193.
  22. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 193.
  23. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 195-197.
  24. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 195-198.
  25. ↑ CJ Davis, MD Smith, TM Gledhill, WP Varricatt. Protoplanetáris ködök közeli infravörös echelle spektroszkópiája: a gyors szél szondázása H2-ben  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 2005. - június 1. (360. kötet). - P. 104-118. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09018.x .
  26. ↑ Hartmut Frommert. M13 Barnard 29 . Messier adatbázis . Letöltve: 2021. március 8.
  27. ↑ HC Arp, HL Johnson. Az M13 gömbhalmaz.  // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1955. - július 1. (122. kötet). - P. 171. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/146065 .
  28. ↑ Allan Sandage, Basil Katem, Jerome Kristian. Az M15 gömbhalmaz óriás ágában lévő hiányosságok jelzése  // The Astrophysical Journal Letters . - Bristol: IOP Publishing , 1968. - augusztus 1. (153. kötet). — P. L129. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/180237 .
  29. ↑ M. Shimoda, K. Tanikawa. Az M5 gömbhalmaz óriás, aszimptotikus és vízszintes ágairól  // A Japán Csillagászati ​​Társaság kiadványai . - Tokió: Japán Csillagászati ​​Társaság, 1970. - 1. évf. 22. - P. 143. - ISSN 0004-6264 .
  30. ↑ A csillagászat története . Csillagászat . SI Vavilov, az Orosz Tudományos Akadémia Természettudományi és Technológiai Történeti Intézete . Letöltve: 2021. március 8. Az eredetiből archiválva : 2020. június 29.
  31. ↑ Amanda I. Karakas, Maria Lugaro. Csillaghozamok fémben gazdag aszimptotikus óriás ágmodellekből  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2016. - július 1. (825. kötet). - P. 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. Szuper- és masszív AGB-sztárok - IV. Végső sorsok – kezdeti és végső tömegviszony  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 2015. - január 1. (446. kötet). - P. 2599-2612. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stu2180 . Archiválva az eredetiből 2018. augusztus 24-én.

Irodalom

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Bibliográfiai katalógusokban