Асимптотическая ветвь гигантов — регион диаграммы Герцшпрунга-Расселла, заполненный эволюционирующими звёздами малой и средней массы. Это период звёздной эволюции, через который проходят все средне- и маломассивные звезды (0,6-10 солнечных масс) в конце своей жизни.
Типичная звезда асимптотической ветви гигантов (АВГ) — красный гигант. Её внутренняя структура характеризуется наличием инертного ядра, состоящего из углерода и кислорода, оболочки вокруг ядра, в которой гелий выгорает в углерод, второй оболочки, где водород выгорает в гелий, и очень протяжённой наружной оболочки, по составу сходной с обычными звёздами[1].
Когда звезда истощает запасы водорода в процессах ядерного синтеза, идущих в ядре, её ядро сжимается с одновременным увеличением его температуры, что приводит к тому, что внешние слои звезды расширяются и остывают. Светимость звезды значительно увеличивается, и она становится красным гигантом, перемещаясь по диаграмме ГР в правый верхний угол.
В конце концов, после того, как температура в ядре поднимается до величин 3⋅108 K, начинается реакция горения гелия. Начало горения гелия в ядре компенсирует падение давления, останавливает процесс остывания звезды и процесс увеличения её светимости, а также вызывает движение звезды обратно к левому краю диаграммы ГР. Это горизонтальная ветвь (для звёзд населения II типа) или красное сгущение (для звёзд населения I типа). После завершения горения гелия в ядре, звезда снова движется по диаграмме вправо и вверх. Её путь по диаграмме почти повторяет её предыдущую дорогу (в стадии красного гиганта), отсюда и происходит термин Асимптотическая ветвь гигантов. Звезды на этой стадии звёздной эволюции известны как АВГ-звезды.
АВГ-фаза делится на две части: ранняя АВГ и АВГ температурной пульсации. На этапе ранней АВГ-фазы основным источником энергии является горение гелия в тонкой оболочке вокруг ядра, которое уже состоит из углерода и кислорода. В ходе этого этапа звезды распухают до гигантских размеров, и снова становятся красными гигантами. Их размер может достигать одной астрономической единицы.
Когда гелий внутри оболочки иссякает полностью, начинается фаза температурной пульсации. Теперь звезда черпает энергию из горения водорода в тонкой оболочке, в которую заключена когда-то активная гелиевая оболочка. Тем не менее, в течение периода протяжённостью 10000-100000 лет, гелиевая оболочка снова «зажигается», а водородная «тухнет». Этот процесс известен как тепловая вспышка в слоевом гелиевом источнике или тепловой пульс. Во время этих пульсаций, длящихся только несколько тысяч лет, вещество из ядра смешивается с веществом во внешних слоях, и состав различных областей звезды изменяется. Этот процесс называется экскавацией. Из-за экскавации становится возможным увидеть признаки S-процесса в спектре АВГ-звезд. Идущие друг за другом циклы экскавации могут привести к формированию углеродной звезды.
АВГ звезды обычно являются долгопериодическими переменными звездами, и подвержены большим потерям массы из-за звездного ветра. На этапе АВГ звезда может потерять от 50 до 70 % своей массы.
Не поддаётся объяснению магнетизм АВГ звёзд[2]. Вращение звёзд не может быть причиной образования такого сильного магнитного поля, иначе яркость в рентгеновских лучах была бы намного больше. По исследованиям, оно в некоторых случаях осциллирует периодически или квазипериодически из-за маломассивного несветящегося пертурбатора. Это доказывает, что по крайней мере некоторая часть АВГ звёзд окружена коричневыми карликами или планетами, хотя сильное излучение заставит их испаряться, как и в случае мирид.
Значительная потеря массы АВГ-звезд означает, что они окружены обширной околозвездной оболочкой. Принимая за среднюю длительность АВГ периода один миллион лет и скорости истечения вещества в 10 км/с, максимальный радиус такой оболочки может быть оценен примерно в 3⋅1014 км (30 световых лет). Это максимальное значение, предполагающее, что вещество ветра и материал межзвездной среды начинают смешиваться на очень большом расстоянии, а также что скорость межзвёздного газа и скорость звезды совпадают. Обычно все имеющие значение процессы происходят достаточно близко к звезде, где образуется звёздный ветер и темпы потерь массы довольно высоки. Тем не менее, во внешних слоях околозвездных оболочек происходят интересные химические процессы, легко наблюдаемые из-за размера и большой прозрачности.
Температура околозвездной оболочки зависит от процессов нагревания и охлаждения газа и пыли, но в целом снижается при увеличении расстоянии от фотосферы звезды на 2000-3000 К. Химическая картина околозвездной оболочки АВГ-звезды была предложена Марвиком (2000) и выглядит следующим образом:
В зоне образования пыли тугоплавкие элементы (Fe, Si, Mg, …), конденсируются из газовой фазы, в конечном итоге формируя пылевые зерна. Образовавшиеся зерна незамедлительно становятся участниками поверхностных реакций. Звездный ветер от АВГ-звезды — источник образования космической пыли, и, как считается, основной источник пыли во Вселенной.
Звездный ветер АВГ-звезды часто также является источником мазерного излучения. Излучающие молекулы — SiO, H2O и OH.
После того, как эти звезды теряют почти все свои оболочки, и остаётся только ядро, они переходят к краткому этапу предпланетарных туманностей. Окончательная судьба этих оболочек представлена планетарными туманностями.
Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".
Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.
Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .