Asymptotická větev obrů

Asymptotická obří větev  je pozdní fází evoluce hvězd o malé a střední hmotnosti. Hvězdy v evoluční fázi asymptotické obří větve mají nízké teploty a velké velikosti a svítivost. Proto v Hertzsprung-Russellově diagramu takové hvězdy zabírají určitou oblast, nazývanou také asymptotická obří větev. Jsou často proměnlivé a mají silné hvězdné větry .

Této fázi předchází buď fáze horizontální větve , nebo fáze modré smyčky , v závislosti na hmotnosti hvězdy. Asymptotická obří větev je rozdělena do dvou částí: raná asymptotická obří větev a fáze tepelné pulsace. Ten se vyznačuje rychlou ztrátou hmoty a periodickou změnou energetických zdrojů hvězdy.

Nejhmotnější hvězdy v této fázi prožívají uhlíkovou detonaci a stávají se supernovy nebo se dále vyvíjejí jako veleobri , ale zbytek hvězd dokončí tuto fázi tím, že odhodí obal a změní se v planetární mlhovinu a poté v bílého trpaslíka . Slunce touto fází v budoucnu také projde.

Charakteristika

Hvězdy asymptotické obří větve mají nízké teploty a pozdní spektrální typy  - hlavně M, S a C [1] , ale velké velikosti a vysoké svítivosti. S přihlédnutím ke třídě svítivosti jsou proto klasifikováni jako rudí obři nebo veleobri [2] [3] .

Asymptotická větev obrů zahrnuje hvězdy s počáteční hmotností alespoň 0,5 M ⊙ , ale ne více než 10 M ⊙ , což je způsobeno vývojem hvězd (viz níže ) [3] [4] . Vnější vrstvy takových hvězd jsou velmi vzácné, takže mají silný hvězdný vítr vedoucí k rychlé ztrátě hmoty, až 10 −4 M ⊙ za rok [5] [6] .

Jádra takových hvězd jsou tvořena uhlíkem a kyslíkem . Kolem jádra je obal helia , který je zase obklopen prodlouženým vodíkovým obalem. Konvekční zóna zabírá většinu vnějšího pláště. Termonukleární fúze se nevyskytuje v jádrech , ale probíhá v obalech hvězdy (vrstvé zdroje) nebo v jednom z nich: helium hoří v heliovém obalu a na rozhraní heliového a vodíkového obalu se vodík přeměňuje na helia, primárně prostřednictvím cyklu CNO [2] [6] .

Hvězdy v evoluční fázi asymptotické obří větve jsou dobře viditelné v kulových hvězdokupách  – v Hertzsprung-Russellově diagramu zabírají oblast, která se také nazývá asymptotická obří větev. Jsou jasnější než hvězdy patřící do větve červeného obra se stejnými spektrálními třídami. Na Hertzsprungově-Russellově diagramu probíhají obě tyto větve téměř paralelně, přibližují se k sobě v oblasti nejvyšších svítivosti, ale neprotínají se. Z tohoto důvodu se horní větev nazývá asymptotická , stejně jako fáze evoluce odpovídající této větvi [2] [5] .

R Sculptor [6] může sloužit jako příklad hvězdy větve asymptotického obra .

Variabilita

Hvězdy asymptotické obří větve jsou často proměnné různých typů. Ty hvězdy, které se během evoluce dostatečně ochladily a zvětšily svou velikost, se stávají dlouhoperiodickými proměnnými  – tento typ proměnných hvězd je značně heterogenní a hvězdy asymptotické větve obra mohou patřit ke dvěma jeho podtypům. Prvním typem jsou miridy , které se vyznačují periodickými pulzacemi a velmi velkou amplitudou změn jasu, druhým jsou semiregulární proměnné s menší amplitudou změn jasu a méně pravidelnými fluktuacemi [5] [6] [7] .

Také v průběhu evoluce mohou takové hvězdy procházet pásem nestability a stát se pulzujícími proměnnými typu BL Hercules nebo typu Virgo W [8] .

Evoluce

Hvězdy se přesunou do asymptotické obří větve, když jim dojde helium v ​​jejich jádru, a termonukleární fúze s její účastí pokračuje kolem jádra, sestávajícího z uhlíku a kyslíku. V závislosti na počáteční hmotnosti tomuto stádiu evoluce předchází fáze horizontální větve (nebo červené kondenzace ) nebo modré smyčky . Spodní hmotnostní limit pro dosažení tohoto stadia je 0,5 M ⊙ , protože méně hmotné hvězdy nejsou schopny zahájit spalování helia, a horní limit je asi 10 M ⊙ : u hmotnějších hvězd začnou reakce zahrnující helium krátce po opuštění hlavní posloupnosti . a hvězdy se stanou veleobry [9] [10] [11] .

Raná asymptotická obří větev

Po přechodu do asymptotické obří větve se hvězda začíná zvětšovat a ochlazovat; u hvězd s nízkou hmotností vede evoluční dráha v této fázi blízko dráhy na větvi červeného obra , pouze při mírně vyšších teplotách při stejné svítivosti. U hmotnějších hvězd tomu tak není: asymptotická větev u nich prochází v oblasti vyšších svítivosti než větev červeného obra. V obou případech jsou však procesy ve hvězdě podobné jako u hvězd na větvi červeného obra [10] [11] .

Zpočátku v této fázi probíhá termojaderná fúze ve dvou vrstevných zdrojích: v heliu a vodíku. Jak se hvězda rozpíná, vodíkový obal se ochlazuje a stává se méně hustým, takže termonukleární reakce v něm ustávají. U hvězd s nízkou hmotností to vede k dočasnému snížení velikosti a svítivosti. Poté hvězda pokračuje v expanzi a opět se stává jasnější a v důsledku toho na Hertzsprung-Russellově diagramu setrvává nějakou dobu v jedné oblasti. V četných hvězdných populacích vysokého věku může v této oblasti současně sídlit mnoho hvězd asymptotické obří větve. V anglicky psané literatuře se tato oblast nazývá AGB clump (dosl. „clump on asymptotic branch of gigants“) [12] .

Expanze hvězdy a odstavení zdroje vodíkové vrstvy vede k tomu, že se konvektivní obal šíří do stále hlubších oblastí a u hvězd hmotnějších než 3–5 M ⊙ (v závislosti na chemickém složení) dochází k druhé naběračce , ve kterém je vynesena na povrch významná hmotnost, až 1 M ⊙ pro nejhmotnější hvězdy, helium a dusík [12] .

V každém případě, dokud hoření helia probíhá ve slupce kolem inertního jádra, je hvězda na takzvané rané asymptotické obří větvi. Další vývoj na asymptotické obří větvi je mnohem rychlejší a její charakter závisí na hmotnosti hvězdy [13] .

K přechodu Slunce do asymptotické obří větve dojde asi za 7,8 miliardy let, kdy jeho stáří bude asi 12,3 miliardy let. V této době bude mít Slunce hmotnost asi 0,71 M ⊙ , svítivost 44 L ⊙ , teplotu 4800 K a poloměr 9,5 R ⊙ . Po 20 milionech let poté raná asymptotická obří větev pro Slunce skončí: do té doby se jeho hmotnost sníží na 0,59 M ⊙ a teplota na 3150 K . Poloměr se zvýší na přibližně 130 R ⊙ a svítivost na 2000 L ⊙ . Přesné parametry Slunce závisí na tom, jakou část hmoty ztrácí [14] .

Další vývoj

Průběh dalšího vývoje hvězdy závisí na její hmotnosti. Všechny hvězdy na asymptotické obří větvi mají jádro z uhlíku a kyslíku. Zpočátku je inertní, ale jeho hmota se postupně zvětšuje, jádro zhušťuje a degeneruje . Pokud je hmotnost hvězdy dostatečně velká, dojde v ní k uhlíkové detonaci  - explozivnímu zahájení jaderného spalování uhlíku . Tento jev je podobný héliovému záblesku , ale je silnější a může vést k výbuchu hvězdy jako supernovy , ale je také možné, že hvězda přežije a pokračuje ve vývoji podle scénáře veleobra [9] [15] [16 ] . Nejhmotnější hvězdy v této fázi evoluce jsou tedy často považovány za přechodný typ hvězd mezi méně hmotnými hvězdami větve asymptotických obřích obrů a veleobry [17] [18] .

Minimální počáteční hmotnost hvězdy, při které evoluce probíhá podle takového scénáře, je citlivou funkcí chemického složení. Pro hvězdy s metalicitou blízkou Slunci a také velmi chudé na kovy je tato hodnota asi 8 M ⊙ . Minimum funkce je dosaženo, když podíl prvků těžších než helium je 0,001, v takovém případě je hmotnost potřebná k detonaci uhlíku pouze 4 M ⊙ [16] .

Tepelná pulsační fáze

Pokud má hvězda hmotnost menší než výše uvedený limit, pak její jádro zůstává inertní. Spalování hélia ve vrstveném zdroji pokračuje tak dlouho , dokud se v něm nevyčerpá veškeré helium -- v tomto okamžiku hvězda přechází do fáze tepelně pulsující fáze AGB .  Poté je obal prudce stlačen a zahřát, v důsledku čehož v něm začíná syntéza helia z vodíku [16] .

Při tomto procesu se kolem jádra opět hromadí helium, které postupně kondenzuje a zahřívá. Když hmotnost nahromaděného helia překročí určitou mez, která závisí na hmotnosti jádra, začíná hoření helia: např. při hmotnosti jádra 0,8 M ⊙ je limitní hmotnost helia 10 −3 M ⊙ a čím větší je hmotnost jádra, tím nižší je limitní hmotnost helia. V tomto procesu je pozorována pozitivní zpětná vazba : termonukleární reakce zvyšují teplotu, což zase zvyšuje rychlost termonukleárních reakcí - dochází k vrstvenému héliovému záblesku [19] , jehož výkon může dosáhnout 10 7 -10 8 L ⊙ . Tento děj vede k roztažení vnějších obalů a ukončení reakcí ve zdroji vrstvy vodíku a následně k roztažení samotného zdroje vrstvy a ukončení kladné zpětné vazby [20] .

Výše popsaný proces se nazývá tepelná pulsace a trvá několik set let .  Poté následuje delší fáze hoření helia s konstantním výkonem a po vyčerpání hélia se opět začne syntetizovat z vodíku, načež nastává další tepelná pulsace. Pulsace se mohou v jedné hvězdě vyskytnout mnohokrát a perioda mezi nimi závisí na hmotnosti jádra a klesá s jeho růstem [19] [21] .

Po každé tepelné pulsaci ve hvězdách se konvektivní zóna šíří do větší hloubky. Ve hvězdách s počáteční hmotností větší než 1,2–1,5 M ⊙ proniká dostatečně hluboko na to, aby došlo ke třetí naběračce , během níž se na povrch dostane helium, uhlík a prvky vzniklé s-procesem . Výsledkem je, že po určitém počtu tepelných pulsací je na povrchu hvězdy více uhlíku než kyslíku a hvězda se stává uhlíkovou hvězdou [21] .

U hvězd hmotnějších než 6–7 M ⊙ mohou mít nejhlubší části konvektivní zóny tak vysokou teplotu, že v nich dochází k termojaderné fúzi, jejíž produkty jsou okamžitě vynášeny na povrch. Tento jev, známý v anglické literatuře jako spalování horkého dna , přeměňuje uhlík ve vnějších vrstvách hvězdy na dusík, čímž brání vzniku uhlíkových hvězd. Kromě toho je povrch takových hvězd vysoce obohacen o lithium : zejména téměř ve všech dlouhoperiodických proměnných je obsah tohoto prvku na povrchu o tři řády větší, než by byl bez takového jevu. [22] .

V této fázi je také pozorován nejsilnější hvězdný vítr, jehož míra ztráty hmoty může dosáhnout až 10 −4 M ⊙ za rok. Kromě toho existuje vztah mezi rychlostí úbytku hmoty a periodou proměnlivosti hvězd a také s rychlostí samotného hvězdného větru [23] .

Slunce bude ve fázi tepelných pulsací pouhých 400 tisíc let. Numerické modelování této fáze je obtížný úkol a jeho výsledky jsou ovlivněny skutečností, že procesy ztráty hmoty hvězdami nejsou dobře pochopeny. Podle nejpravděpodobnějšího scénáře se na konci této fáze hmotnost Slunce sníží na 0,54 M ⊙ , přežije 4 tepelné pulsace, jeho poloměr bude kolísat v rozmezí 50–200 R ⊙ a jeho svítivost se bude lišit od 500 až 5000 l ⊙ . Maximální poloměr Slunce v tomto případě bude 0,99 AU . tj. , která je větší než moderní dráha Venuše , ale kvůli ztrátě hmoty Sluncem se Venuše do té doby přesune na vzdálenější dráhu a vyhne se absorpci hvězdou. Uvažovalo se ale i o scénáři, kdy Slunce během svého života ztrácí hmotu pomaleji – v tomto případě přežije 10 tepelných pulsací, dosáhne většího poloměru a planety budou měnit své dráhy slabší, v důsledku čehož Slunce pohltí Venuši i Zemi . Merkur bude v každém případě pohlcen Sluncem na větvi rudého obra [14] .

Odchod z asymptotické větve obrů

Počet tepelných pulsací, které hvězda zažívá, je omezen hmotou vodíkového obalu, která se postupně zmenšuje vlivem silného hvězdného větru a hoření vodíku ve vrstvovém zdroji. Když se hmotnost obalu sníží na několik tisícin hmotnosti Slunce, syntéza helia se zastaví. Hvězda opouští asymptotickou obří větev, obaly vodíku a helia se začnou rychle zmenšovat. Současně se zvyšuje teplota na povrchu hvězdy, přičemž svítivost zůstává téměř konstantní. Hvězda a jím vyvržená hmota se stávají protoplanetární mlhovinou a když teplota hvězdy stoupne na 30 tisíc K a hmota ionizuje , stává  se planetární mlhovinou [24] [25] .

Příkladem hvězdy v této fázi je Barnard 29 v hvězdokupě M 13 [26] . Slunci bude výstup z asymptotické obří větve trvat jen 100 tisíc let a jeho svítivost v té době bude asi 3500 L ⊙ . Při přechodu bude maximální teplota Slunce 120 tisíc K a poloměr se sníží na 0,08 R ⊙ [14] .

Další vývoj může sledovat různé scénáře. První, nejjednodušší a nejpravděpodobnější - hvězda, která ztratila své zdroje energie, postupně vychladne a ztmavne a stane se z ní bílý trpaslík . Druhý způsob se realizuje, pokud se během stlačování hvězdy heliový obal zahřeje natolik, že dojde k další, konečné, tepelné pulsaci – v důsledku toho se hvězda nakrátko vrátí do asymptotické obří větve, načež se opět stáhne a promění v bílého trpaslíka. Příkladem takové hvězdy jsou FG Arrows . Nakonec je tu ještě jedna možnost – s ní se vodíkový plášť zahřeje natolik, že s pozitivní zpětnou vazbou začne jeho spalování. V tomto případě by měl být pozorován výbuch nové hvězdy , po kterém se vytvoří bílý trpaslík, na jehož povrchu může zcela chybět vodík [24] .

Historie studia

Asymptotická obří větev byla poprvé odlišena od zbytku červených obrů Haltonem Arpem v roce 1955 [27] [28] [29] . Ve stejné době nabývala moderní podoby i teorie hvězdné evoluce: v roce 1954 Allan Sandage stanovil, že hvězdy se po opuštění hlavní sekvence stávají červenými obry . Od té doby byl vývoj hvězd hluboce studován, stejně jako vlastnosti hvězd větve asymptotických obrů, ale některé podrobnosti týkající se těchto hvězd zůstávají neznámé [30] [31] . Nejméně prozkoumané jsou nejhmotnější hvězdy asymptotické obří větve, které se od určitého okamžiku vyvíjejí jako supergianti: první práce věnované takovým hvězdám byly provedeny až v 90. letech [17] [32] .

Poznámky

  1. ↑ Kwok Sun. Spektrální klasifikace asymptotických obřích rozvětvených  hvězd . - San Francisco: Astronomická společnost Pacifiku, 1993. - 1. leden (sv. 41). - S. 111. - ISBN 0937707600 .
  2. ↑ 1 2 3 Karttunen a kol., 2007 , str. 250.
  3. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , str. 159.
  4. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , str. 161.
  5. ↑ 1 2 3 Samus N. N. Proměnné hvězdy . 2.3. Dlouhoperiodické proměnné hvězdy . Astronomické dědictví . Získáno 6. března 2021. Archivováno z originálu dne 4. srpna 2020.
  6. ↑ 1 2 3 4 David Darling. Asymptotická obří větev . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 6. března 2021. Archivováno z originálu dne 6. února 2021.
  7. ↑ I. Soszynski, W. A. ​​​​Dziembowski, A. Udalski, M. Kubiak, M. K. Szymanski. Experiment s optickou gravitační čočkou. Period--Luminosity Relations of Variable Red Giant Stars  (anglicky)  // Acta Astronomica . - Varšava: Copernicus Foundation for Polish Astronomy, 2007. - 1. září (vol. 57). - S. 201-225. — ISSN 0001-5237 . Archivováno z originálu 9. listopadu 2017.
  8. ↑ Hvězdokupy . 6.8 Horizontální a asymptotické větve. Přechodné období proměnných hvězd RR Lyra . Astronet . Získáno 6. března 2021. Archivováno z originálu dne 3. února 2021.
  9. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , str. 154-159.
  10. ↑ 1 2 Karttunen a kol., 2007 , pp. 249-250.
  11. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , str. 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. Naše Slunce. III. Současnost a budoucnost  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1. listopad (roč. 418). - S. 457. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Archivováno z originálu 26. února 2008.
  15. ↑ Karttunen a kol., 2007 , pp. 250-253.
  16. ↑ 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005 , str. 189.
  17. ↑ 12 L. Siess . Evoluce hmotných hvězd AGB - I. Fáze hoření uhlíku (anglicky)  // Astronomy & Astrophysics . - Paříž: EDP Sciences , 2006. - 1. března (vol. 448 ( vydání 2 ). - S. 717-729. - ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.10461/00 20053043. Archivováno z originálu 25. dubna 2021 .  
  18. ↑ AJT Poelarends, F. Herwig, N. Langer, A. Heger. Kanál supernovy hvězd Super-AGB  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2008. - 1. březen (roč. 675). - S. 614-625. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/520872 . Archivováno z originálu 7. října 2019.
  19. ↑ 1 2 Héliový blesk . Encyklopedie fyziky a techniky . Získáno 7. března 2021. Archivováno z originálu dne 8. května 2021.
  20. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 189-190.
  21. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 189-193.
  22. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , str. 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. Blízká infračervená echelle spektroskopie protoplanetárních mlhovin: sondování rychlého větru v H2  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 2005. - 1. června (vol. 360). - S. 104-118. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09018.x .
  26. ↑ Hartmut Frommert. M13 Barnard 29 . Messierova databáze . Staženo: 8. března 2021.
  27. ↑ HC Arp, HL Johnson. Kulová hvězdokupa M13.  // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1955. - 1. července (roč. 122). - S. 171. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/146065 .
  28. ↑ Allan Sandage, Basil Katem, Jerome Kristian. Indikace mezer v obří větvi kulové hvězdokupy M15  // The Astrophysical Journal Letters . - Bristol: IOP Publishing , 1968. - 1. srpna (roč. 153). — S. L129. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/180237 .
  29. ↑ M. Shimoda, K. Tanikawa. O obřích, asymptotických a horizontálních větvích kulové hvězdokupy M5  // Publikace Japonské astronomické společnosti . - Tokio: Astronomical Society of Japan, 1970. - Sv. 22. - S. 143. - ISSN 0004-6264 .
  30. ↑ Historie astronomie . Astronomie . Ústav dějin přírodních věd a techniky SI Vavilova Ruské akademie věd . Získáno 8. března 2021. Archivováno z originálu dne 29. června 2020.
  31. ↑ Amanda I. Karakas, Maria Lugaro. Hvězdné výtěžky z asymptotických obřích modelů větví bohatých na kovy  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2016. - 1. července (roč. 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- a masivní hvězdy AGB - IV. Konečné osudy - vztah mezi počáteční a konečnou hmotností  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - N. Y. : Wiley-Blackwell , 2015. - 1. leden (vol. 446). - S. 2599-2612. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stu2180 . Archivováno z originálu 24. srpna 2018.

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  V bibliografických katalozích