Асимптотическая ветвь гигантов

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Эволюция звёзд различной массы представлена на диаграмме Герцшпрунга-Расселла. Асимптотическая ветвь гигантов показана для звезды массой в две солнечные.

Асимптотическая ветвь гигантов — регион диаграммы Герцшпрунга-Расселла, заполненный эволюционирующими звездами 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 протяженной наружной оболочки, по составу сходной с обычными звёздами[1].

Звездная эволюция[править | править вики-текст]

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 звезд населения II типа) или красное сгущение (для звезд 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 звездной эволюции известны как АВГ-звезды.

Стадия АВГ[править | править вики-текст]

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 протяженностью 10000-100000 лет, гелиевая оболочка снова «зажигается», а водородная «тухнет». Этот процесс известен как гелиевая вспышка 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.

Околозвездные оболочки АВГ-звезд[править | править вики-текст]

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 межзвездного газа и скорость звезды совпадают. Обычно все имеющие значение процессы происходят достаточно близко к звезде, где образуется звездный 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:

  1. Фотосфера — Термодинамическое, химическое равновесия;
  2. Пульсирующая звездная оболочка — Ударно-волновая химия;
  3. Зона образования пыли;
  4. Химическая тишина;
  5. Межзвездное УФ-излучение и фотодиссоциация молекул — комплексная химия

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 остается только ядро, они переходят к краткому этапу предпланетарных туманностей. Окончательная судьба этих оболочек представлена планетарными туманностями.

Примечания[править | править вики-текст]

  1. Lattanzio J. и Forestini, M. (1998), Нуклеосинтез в АВГ-звёздах, МАС симпозиум по АВГ-звёздам, Монпелье

Литература[править | править вики-текст]