Ta članek je med dobrimi članki

Asimptotična veja velikanov

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
Hertzsprung-Russell diagram za kroglasto zvezdno kopico M 5 . Zvezde asimptotične orjaške veje so označene z modro

Asimptotična veja velikanov je pozna faza evolucije zvezd majhne in srednje mase. Zvezde na evolucijski stopnji asimptotične velikanske veje imajo nizke temperature ter velike velikosti in svetilnosti. Zato na diagramu Hertzsprung - Russell takšne zvezde zasedajo določeno območje, imenovano tudi asimptotična velikanska veja. Pogosto so spremenljivi in imajo močan zvezdni veter .

Pred to stopnjo je stopnja horizontalne veje ali faza modre zanke , odvisno od mase zvezde. Asimptotična velikanska veja je razdeljena na dva dela: zgodnja asimptotična velikanska veja in faza toplotnih pulzacij. Za slednje je značilna hitra izguba mase in periodična sprememba virov energije zvezde.

Najbolj masivne zvezde na tej stopnji podvržejo detonaciji ogljika in postanejo supernove ali se naprej razvijajo kot supergiganti , preostale zvezde pa to stopnjo zaključijo tako, da spustijo svojo lupino in se spremenijo v planetarno meglico in nato v belo pritlikavko . Tudi sonce bo v prihodnosti prešlo to stopnjo.

Specifikacije

Zvezde asimptotične velikanske veje imajo nizke temperature in pozne spektralne tipe - predvsem M, S in C [1] , vendar velike velikosti in visoko svetilnost. Zato ob upoštevanju razreda svetilnosti spadajo med rdeče velikane ali supergigante[2][3] .

Na asimptotični veji velikanov so zvezde z začetno maso, ki ni manjša od 0,5 M , vendar ne večja od 10 M , kar je posledica poteka evolucije zvezd (glej spodaj [⇨] )[3][4] . Zunanje plasti takšnih zvezd so zelo redke, zato imajo močan zvezdni veter , kar vodi do hitre izgube mase, do 10 −4 M na leto [5] [6] .

Jedra takšnih zvezd so sestavljena iz ogljika in kisika . Okoli jedra je helijeva lupina, ki pa je obdana z razširjeno vodikovo lupino. Konvektivna cona zavzema večino zunanje lupine. Jedra ne govorijo o jedrski fuziji , ampak gre v zvezdnih lupinah (slojnih virih) ali v enem od njih: v helijevi lupini pride do gorenja helija in na meji helija in vodikove membrane - pretvorba vodika v helij, predvsem z CNO-cikel[2] [6] .

Zvezde na evolucijski stopnji asimptotične velikanske veje so jasno vidne v kroglastih zvezdnih kopicah - na Hertzsprung-Russellovem diagramu zasedajo območje, ki se imenuje tudi asimptotična velikanska veja. So svetlejše od zvezd, ki pripadajo veji rdečih velikanov z enakimi spektralnimi tipi. V Hertzsprung-Russellovem diagramu obe veji potekata skoraj vzporedno, se približujeta v območju največjih svetilnosti, vendar se ne sekata. Zaradi tega se zgornja veja imenuje asimptotična , prav tako evolucijska stopnja, ki ustreza tej veji[2] [5] .

Primer asimptotične velikanske veje zvezde je Kiparjev R [6] .

Spremenljivost

Svetlobna krivulja Mira - prototip razreda Mirid

Zvezde asimptotične velikanske veje so pogosto spremenljivke različnih vrst. Tiste zvezde, ki so se med evolucijo dovolj ohladile in povečale, postanejo dolgoperiodične spremenljivke - ta vrsta spremenljivih zvezd je precej heterogena, zvezde asimptotične velikanske veje pa lahko pripadajo dvema njenima podtipom. Prva vrsta so Mirads , za katero so značilne periodične pulzacije in zelo velika amplituda sprememb svetlosti, druga so polpravilne spremenljivke z nižjo amplitudo sprememb svetlosti in manj rednimi nihanji [5] [6] [7] .

Prav tako lahko takšne zvezde med evolucijo prečkajo pas nestabilnosti in postanejo pulzirajoče spremenljivke tipa BL Hercules ali W Virgo [8] .

Evolucija

Evolucijska sled zvezde sončne mase
Evolucijska proga zvezda, ki tehta 5 M

Zvezde se premaknejo v asimptotično vejo velikanov, ko jim v jedru zmanjka helija, termonuklearna fuzija z njeno udeležbo pa se nadaljuje okoli jedra, sestavljenega iz ogljika in kisika. Odvisno od začetne mase je pred to stopnjo evolucije stopnja vodoravne veje (ali rdeče kondenzacije ) ali modre zanke . Spodnja meja mase za vstop v to stopnjo je 0,5 M , saj manj masivne zvezde ne morejo začeti zgorevanja helija, zgornja meja pa je približno 10 M : pri masivnejših zvezdah se reakcije s sodelovanjem helija začnejo kmalu zatem. zapusti glavno zaporedje in zvezde postanejo supergiganti[9] [10] [11] .

Zgodnja asimptotična velikanska veja

Po prehodu v asimptotično velikansko vejo se zvezda začne povečevati v velikosti in ohlajati; za zvezde z majhno maso evolucijska pot na tej stopnji poteka blizu poti na veji rdečih velikanov , le pri nekoliko višjih temperaturah za isto svetilnost. To ne velja za masivnejše zvezde: asimptotična veja zanje poteka v območju višjih svetilnosti kot veja rdečih velikanov. Vendar so v obeh primerih procesi v zvezdi podobni tistim, ki se dogajajo v zvezdah na veji rdečih velikanov [10] [11] .

Sprva na tej stopnji pride do termonuklearne fuzije v dveh plastnih virih: heliju in vodiku. Ko se zvezda širi, se vodikova ovojnica ohladi in postane manj gosta, zato termonuklearne reakcije v njej prenehajo. Pri zvezdah z nizko maso to vodi v začasno zmanjšanje velikosti in svetilnosti. Po tem se zvezda še naprej širi in spet postaja svetlejša in posledično na diagramu Hertzsprung - Russell nekaj časa ostane v eni regiji. V številnih zvezdnih populacijah velike starosti lahko to območje hkrati vsebuje veliko zvezd asimptotične veje velikanov. V angleški literaturi se to področje imenuje AGB clump (dobesedno, »koncentracija na asimptotično vejo velikanov«) [12] .

Širitev zvezde in izklop vira vodikove plasti vodi do dejstva, da se konvektivna ovojnica razteza v vedno globlja področja, pri zvezdah, masivnejših od 3-5 M (odvisno od kemične sestave), pa pride do drugega zajemanja , pri katerem se na površje prenese znatna masa, do 1 M za najbolj masivne zvezde, helij in dušik [12] .

V vsakem primeru, dokler gorenje helija poteka v lupini okoli inertnega jedra, je zvezda na tako imenovani zgodnji asimptotični velikanski veji. Nadaljnja evolucija na asimptotični velikanski veji je veliko hitrejša, njen značaj pa je odvisen od mase zvezde [13] .

Prehod Sonca v asimptotično velikansko vejo se bo zgodil čez približno 7,8 milijarde let, ko bo njegova starost približno 12,3 milijarde let. Do tega trenutka bo Sonce imelo maso približno 0,71 M , svetilnost 44 L , temperaturo 4800 K in polmer 9,5 R . Čez 20 milijonov let po tem se bo končala zgodnja asimptotična velikanska veja za Sonce: do takrat se bo njegova masa zmanjšala na 0,59 M , temperatura pa na 3150 K. Polmer se bo povečal na približno 130 R , svetilnost pa na 2000 L . Povsem enaki parametri Sonca so odvisni od tega, koliko mase izgubi [14] .

Nadaljnja evolucija

Spremembe parametrov zvezde na stopnji toplotnih pulzacij

Potek nadaljnje evolucije zvezde je odvisen od njene mase. Vse zvezde v asimptotični velikanski veji imajo jedro iz ogljika in kisika. Sprva je inerten, vendar se njegova masa postopoma povečuje, jedro postane gostejše in degenerira . Če je masa zvezde dovolj velika, se v njej pojavi detonacija ogljika - eksplozivni začetek jedrskega izgorevanja ogljika . Ta pojav je podoben izbruhu helija , vendar močnejši in lahko privede do eksplozije zvezde kot supernove , vendar je možno tudi, da bo zvezda preživela in nadaljevala svojo evolucijo po scenariju supergiganta[9] [15] [16] . Tako se najbolj masivne zvezde na tej stopnji evolucije pogosto obravnavajo kot prehodni tip zvezd med manj masivnimi zvezdami asimptotične velikanske veje in supergiganti [17] [18] .

Najmanjša začetna masa zvezde, pri kateri evolucija poteka po tem scenariju, je občutljiva funkcija kemične sestave. Za zvezde s kovinskostjo, ki je blizu Sončevi, pa tudi zelo revne s kovinami, je ta vrednost približno 8 M . Minimalna funkcija je dosežena, ko je delež elementov, težjih od helija, enak 0,001 — v tem primeru je masa, potrebna za detonacijo ogljika, le 4 M [16] .

Stopnja toplotnega valovanja

Če ima zvezda maso manjšo od zgoraj opisane meje, potem njeno jedro ostane inertno. Gorenje helija v plastnem viru se nadaljuje, dokler se ves helij v njem ne konča - v tem trenutku zvezda preide v stopnjo toplotnih pulzacij ( angleško termično pulzirajoča faza AGB ). Po tem se lupina močno skrči in segreje, zaradi česar se v njej začne sinteza helija iz vodika [16] .

Med tem procesom se okoli jedra ponovno nabira helij, ki se postopoma zgosti in segreje. Ko masa akumuliranega helija preseže določeno mejo, odvisno od mase jedra, se začne zgorevanje helija: na primer z maso jedra 0,8 M ⊙ je mejna masa helija 10 −3 M , večja pa je masa jedra, nižja je mejna masa helija. V tem procesu opazimo pozitivne povratne informacije : termonuklearne reakcije povečajo temperaturo, kar posledično poveča hitrost termonuklearnih reakcij - pojavi se blisk helijeve plasti [19] , katerega moč lahko doseže 10 7 -10 8 L . Ta dogodek vodi do razširitve zunanjih lupin in prenehanja reakcij v viru vodikove plasti, nato pa do razširitve samega vira plasti in prenehanja pozitivne povratne informacije [20] .

Zgornji proces se imenuje termična pulzacija ( angl. Thermal pulse) in traja približno nekaj sto let. Po tem sledi daljša faza zgorevanja helija s konstantno močjo, in ko se helij izčrpa, se začne ponovno sintetizirati iz vodika, po katerem pride do naslednjega toplotnega utripa. Pulzacije se lahko v eni zvezdi pojavijo večkrat, obdobje med njimi pa je odvisno od mase jedra in se z njegovo rastjo zmanjšuje [19] [21] .

Po vsakem toplotnem utripu v zvezdah se konvektivna cona širi v večjo globino. Pri zvezdah z začetno maso več kot 1,2-1,5 M prodre dovolj globoko, da pride do tretjega zajemanja , med katerim se helij, ogljik in elementi, ki izhajajo iz s-procesa, odnesejo na površje. Posledično je po določenem številu toplotnih pulzacij na površini zvezde več ogljika kot kisika in zvezda postane ogljikova zvezda [21] .

Pri zvezdah, masivnejših od 6-7 M ⊙, imajo lahko najgloblji deli konvektivne cone tako visoko temperaturo, da v njih pride do termonuklearne fuzije, katere produkti se takoj odnesejo na površje. Zaradi tega pojava, ki se v angleški literaturi imenuje vroče dno , se ogljik v zunanjih plasteh zvezde spremeni v dušik, kar preprečuje pojav ogljikovih zvezd. Poleg tega je površina takšnih zvezd močno obogatena z litijem : zlasti v skoraj vseh dolgoperiodičnih spremenljivkah je številčnost tega elementa na površju za tri reda velikosti večja, kot bi bila, če takega pojava ne bi bilo. [22] .

Na tej stopnji opazimo tudi najmočnejši zvezdni veter, zaradi katerega lahko stopnja izgube mase doseže 10 −4 M na leto. Poleg tega je opažena povezava med hitrostjo izgube mase in obdobjem variabilnosti zvezd, pa tudi s hitrostjo samega zvezdnega vetra [23] .

Sonce bo v fazi toplotnih utripov le 400 tisoč let. Numerično modeliranje te stopnje je težka naloga, na rezultate pa vpliva tudi dejstvo, da so procesi izgube mase zaradi zvezd premalo raziskani. Po najbolj verjetnem scenariju se bo do konca te stopnje masa Sonca zmanjšala na 0,54 M , preživelo bo 4 toplotne pulzacije, njegov polmer bo nihal v območju 50-200 R , njegova svetilnost pa od 500 do 5000 L . Največji polmer Sonca bo v tem primeru 0,99 AU . To pomeni , da je večja od sodobne orbite Venere , vendar se bo zaradi izgube mase zaradi Sonca Venera do takrat premaknila v bolj oddaljeno orbito in se izognila absorpciji zvezde. Kljub temu je bil obravnavan tudi scenarij, v katerem Sonce v času svojega življenja izgublja maso počasneje - v tem primeru bo preživelo 10 toplotnih pulzov, doseglo večji polmer, planeti pa bodo svoje orbite spreminjali šibkeje, zaradi česar bo Sonce bo pogoltnilo tako Venero kot Zemljo . V vsakem primeru bo Merkur absorbiralo Sonce na vejah rdečih velikanov [14] .

Odmik od asimptotične veje velikana

Količina toplotnih pulzacij, ki jih doživi zvezda, je omejena z maso vodikovega ovoja, ki se postopoma zmanjšuje zaradi močnega zvezdnega vetra in izgorevanja vodika v viru plasti. Ko se masa lupine zmanjša na nekaj tisočink mase Sonca, se sinteza helija ustavi. Zvezda zapusti asimptotično vejo velikanov, lupine vodika in helija se začnejo hitro krčiti. V tem primeru se temperatura na površini zvezde poveča, svetilnost pa ostane praktično konstantna. Zvezda in snov, ki jo izvrže, postaneta protoplanetarna meglica , in ko se temperatura zvezde dvigne na 30 tisoč K in se snov ionizira , postane planetarna meglica [24] [25] .

Primer zvezde v tej fazi je Barnard 29 v kopici M 13 [26] . Za Sonce bo sestop iz asimptotične veje velikanov trajal le 100 tisoč let, njegova svetilnost pa bo v tem času približno 3500 L . Med prehodom bo najvišja temperatura Sonca 120 tisoč K , polmer pa se bo zmanjšal na 0,08 R [14] .

Nadaljnji razvoj lahko poteka po različnih scenarijih. Prvi, najbolj preprost in verjeten, je, da se bo zvezda, ki je izgubila vire energije, postopoma ohladila in zbledela ter postala bela pritlikavka . Drugi način se uresniči, če se med krčenjem zvezde helijeva lupina segreje dovolj, da se pojavi še ena, končna, toplotna pulzacija – zaradi tega se zvezda za kratek čas vrne v asimptotično velikansko vejo, nato pa se spet skrči in se spremeni v belega pritlikavka. Primer takšne zvezde je FG Arrows . Končno obstaja še ena možnost - v tem primeru se vodikova lupina dovolj segreje, da začne goreti s pozitivnimi povratnimi informacijami. V tem primeru je treba opaziti izbruh nove zvezde , po katerem nastane bela pritlikavka, na površini katere je lahko vodik popolnoma odsoten [24] .

Študij zgodovine

Асимптотическая ветвь гигантов была впервые выделена из множества остальных красных гигантов в работе Хэлтона Арпа 1955 года [27] [28] [29] . В то же время обретала современный вид и теория эволюции звёзд: в 1954 году Аллан Сэндидж установил, что звёзды становятся красными гигантами после схода с главной последовательности . С того времени эволюция звёзд была глубоко изучена, равно как и свойства звёзд асимптотической ветви гигантов, однако некоторые детали касательно этих звёзд остаются неизвестными [30] [31] . Наименее изученными остаются самые массивные звёзды асимптотической ветви гигантов, с определённого момента эволюционирующие как сверхгиганты: первые работы, посвящённые таким звёздам, были проделаны только в 1990-х годах [17] [32] .

Примечания

  1. Kwok Sun. Spectral Classification of Asymptotic Giant Branch Stars (англ.) . — San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 1993. — 1 January (vol. 41). — P. 111. — ISBN 0937707600 .
  2. 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , p. 250.
  3. 1 2 Сурдин, 2015 , с. 159.
  4. Salaris, Cassisi, 2005 , p. 161.
  5. 1 2 3 Самусь Н. Н. Переменные звёзды . 2.3. Долгопериодические переменные звёзды . Астрономическое наследие . Дата обращения: 6 марта 2021.
  6. 1 2 3 4 David Darling. Asymptotic giant branch . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 6 марта 2021.
  7. I. Soszynski, WA Dziembowski, A. Udalski, M. Kubiak, MK Szymanski. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Period--Luminosity Relations of Variable Red Giant Stars (англ.) // Acta Astronomica [en] . — Warsaw: Copernicus Foundation for Polish Astronomy, 2007. — 1 September (vol. 57). — P. 201—225. — ISSN 0001-5237 .
  8. Звёздные скопления . 6.8 Горизонтальные и асимптотические ветви. Переходный период переменных звёзд типа RR Лиры . Астронет . Дата обращения: 6 марта 2021.
  9. 1 2 Сурдин, 2015 , с. 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. Our Sun. III. Present and Future (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1993. — 1 November (vol. 418). — P. 457. — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/173407 .
  15. Karttunen et al., 2007 , pp. 250—253.
  16. 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005 , p. 189.
  17. 1 2 L. Siess. Evolution of massive AGB stars — I. Carbon burning phase (англ.) //Astronomy & Astrophysics . — Paris: EDP Sciences , 2006. — 1 March (vol. 448 ( iss. 2 ). — P. 717—729. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . — doi : 10.1051/0004-6361:20053043 .
  18. AJT Poelarends, F. Herwig, N. Langer, A. Heger. The Supernova Channel of Super-AGB Stars (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2008. — 1 March (vol. 675). — P. 614—625. — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/520872 .
  19. 1 2 Гелиевая вспышка . Энциклопедия физики и техники . Дата обращения: 7 марта 2021.
  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. Near-infrared echelle spectroscopy of protoplanetary nebulae: probing the fast wind in H2 // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — NY : Wiley-Blackwell , 2005. — 1 июня (vol. 360). — P. 104—118. — ISSN 0035-8711 . — doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09018.x .
  26. Hartmut Frommert. M13 Barnard 29 . Messier Database . Дата обращения: 8 марта 2021.
  27. HC Arp, HL Johnson. The Globular Cluster M13. // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1955. — 1 июля (vol. 122). — P. 171. — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/146065 .
  28. Allan Sandage, Basil Katem, Jerome Kristian. An Indication of Gaps in the Giant Branch of the Globular Cluster M15 // The Astrophysical Journal Letters . — Bristol: IOP Publishing , 1968. — 1 августа (vol. 153). — P. L129. — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/180237 .
  29. M. Simoda, K. Tanikawa. On the Giant, Asymptotic, and Horizontal Branches of the Globular Cluster M5 // Publications of the Astronomical Society of Japan [en] . — Tokyo: Astronomical Society of Japan, 1970. — Vol. 22. — P. 143. — ISSN 0004-6264 .
  30. История астрономии . Astronomy . Институт истории естествознания и техники имени С. И. Вавилова РАН . Дата обращения: 8 марта 2021.
  31. Amanda I. Karakas, Maria Lugaro. Stellar Yields from Metal-rich Asymptotic Giant Branch Models (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2016. — 1 July (vol. 825). — 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. Super- and massive AGB stars — IV. Final fates — initial-to-final mass relation (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — NY : Wiley-Blackwell , 2015. — 1 January (vol. 446). — P. 2599—2612. — ISSN 0035-8711 . — doi : 10.1093/mnras/stu2180 .

Литература

Ссылки

  • Langer N. Late evolution of low- andintermediate-mass stars . Stars and Stellar evolution lecture notes . University of Bonn /Argelander-Institut für Astronomie. Дата обращения: 29 января 2013. Архивировано 13 октября 2014 года.
  • McCausland RJH, Conlon ES, Dufton PL, Keenan FP (1992). “Hot post-asymptotic giant branch stars at high galactic latitudes”. The Astrophysical Journal . 394 (1): 298—304. Bibcode : 1992ApJ...394..298M . DOI : 10.1086/171582 .