점근거성가지

Asymptotic giant branch
파란색으로 표시된 알려진 AGB 별이 있는 구상 성단 M5에 대한 H-R 다이어그램, 주황색으로 표시된 보다 밝은 적색 거성 가지 별 옆면
점근거성가지(AGB)
상부 적색 거성 분기(RGB)
수평 분기(HB)
RR Lyrae 변수(RR)
주계열 끝, 준거성 분기 및 하위 RGB

점근거성가지(AGB)는 진화된 차가운 발광성들로 이루어진 헤르츠스프룽-러셀 도표 영역이다.이 시기는 모든 중질량별(태양질량 약 0.5~8개)이 늦게 일어나는 항성진화의 시기이다.

관측 결과, 점근거성 가지별은 태양보다 수천 배 더 큰 광도를 가진 밝은 적색 거성으로 나타날 것이다.그것의 내부 구조는 탄소와 산소의 중심적이고 대부분 불활성인 핵, 헬륨이 탄소를 형성하기 위해 융접을 거치는 껍데기, 수소가 헬륨을 형성하기 위해 융접을 거치는 또 다른 껍데기, 그리고 주요 염기서열과 유사한 물질의 매우 큰 외피로 특징지어진다.ence 별([1]탄소별의 경우 제외)

별의 진화

태양과 같은 별은 중심 헬륨이 소진된 후 수평 가지에서 AGB로 이동한다.
A 5M☉ 중심에서 헬륨이 소진될 때 별은 파란색 루프 후에 AGB로 이동한다

별이 핵융합 과정을 통해 수소의 공급을 소진하면 중심핵이 수축하고 온도가 올라가면서 별의 바깥층이 팽창하고 차가워진다.별은 HR [2]다이어그램의 오른쪽 상단 모서리를 향해 트랙을 따라 적색 거성이 됩니다.결국 중심부의 온도가 약 3×108 K에 이르면 헬륨 연소(헬륨 핵융합)가 시작됩니다.중심핵에서 헬륨 연소가 시작되면서 별의 냉각과 밝기 증가가 멈춥니다. 대신 별은 HR 다이어그램에서 아래로, 왼쪽으로 이동합니다.이것은 수평 가지(종족 II 별의 경우) 또는 약 2.3보다 질량이 큰 별의 경우 파란색 고리입니다.M를 클릭합니다☉.[3]

중심에서 헬륨 연소가 완료된 후 별은 다시 도표에서 오른쪽으로 위쪽으로 이동하며, 밝기가 증가함에 따라 냉각되고 팽창합니다.그 경로는 이전의 적색 거성 궤도와 거의 일치하며, 따라서 점근 거성 가지라는 이름이 붙었지만, 이 별은 적색 거성 가지 끝에서보다 AGB에서 더 밝아질 것이다.항성 진화의 이 단계에 있는 별들은 AGB [3]별들로 알려져 있습니다.

AGB 단계

AGB 단계는 초기 AGB(E-AGB)와 열펄스 AGB(TP-AGB)의 두 부분으로 나뉩니다.E-AGB 단계에서 에너지의 주요 원천은 대부분 탄소와 산소로 구성된 핵 주변의 껍질에서 헬륨 융합입니다.이 단계에서 별은 다시 적색 거성이 되기 위해 거대한 비율로 부풀어 오른다.별의 반지름은 1 천문단위(~215)만큼 커질 수 있다.R를 참조해 주세요☉.[3]

헬륨 쉘의 연료가 소진되면 TP-AGB가 시작됩니다.이제 별은 내부의 헬륨 껍데기를 매우 얇은 층으로 제한하고 안정적으로 융합하는 것을 막는 얇은 껍데기 속의 수소 융합으로부터 에너지를 얻는다.하지만, 10,000년에서 10만 년의 기간에 걸쳐, 수소 껍데기를 태운 헬륨이 축적되고, 결국 헬륨 껍데기가 폭발적으로 점화되는데, 이것은 헬륨 껍데기 섬광이라고 알려진 과정이다.조개껍질 섬광의 세기는 관측된 별의 광도의 수천 배에서 최고조에 달하지만 불과 몇 년 사이에 기하급수적으로 감소합니다.껍데기 섬광은 별을 팽창시키고 식혀 수소 껍데기 연소를 차단하고 두 [3]껍데기 사이의 영역에서 강한 대류를 일으킵니다.헬륨 껍데기가 수소 껍데기의 밑부분에 가까워지면, 상승된 온도가 수소 융합을 재점화하고, 그 순환이 다시 시작됩니다.헬륨 껍데기 섬광으로 인한 밝기의 크지만 짧은 증가는 수백 년 동안 별의 가시적인 밝기를 10분의 2, 즉 수십일에서 수백 일 동안의 밝기 변화와는 무관한 변화를 만들어 냅니다.[4]

2의 진화M☉ TP-AGB의 별

수백 년밖에 지속되지 않는 열펄스 동안, 핵심 영역의 물질이 외부 층에 섞여 표면 구성을 바꿀 수 있는데, 이것은 준설이라고 불리는 과정입니다.이러한 준설로 인해 AGB 별은 스펙트럼에서 S-과정 원소를 보일 수 있으며 강한 준설은 탄소별의 형성을 초래할 수 있다.열펄스에 이은 모든 준설은 적색거성 분지에서 발생하는 첫 번째 준설과 E-AGB에서 발생하는 두 번째 준설 이후에 발생하는 세 번째 준설로 불린다.경우에 따라서는 두 번째 준설이 없을 수도 있지만 열 펄스에 따른 준설은 세 번째 준설이라고 불립니다.열 펄스는 처음 몇 개 이후 강도가 빠르게 증가하므로 일반적으로 세 번째 준설 작업이 가장 깊고 핵심 물질을 [5][6]지표로 순환시킬 가능성이 높습니다.

AGB 별은 일반적으로 장기 변광성이며 항성풍의 형태로 질량 손실을 겪습니다.M형 AGB 별들의 경우, 항성풍은 미크론 크기의 [7]입자에 의해 가장 효율적으로 움직인다.열 펄스는 훨씬 더 높은 질량 손실을 발생시키고 별 주위의 물질에서 분리된 껍질이 생길 수 있습니다.별은 AGB 단계에서 [8]질량의 50~70%를 잃을 수 있습니다.질량 손실률은 일반적으로 10~10M년이며−8−5⊙−1,[9] 최대−4⊙ 10M년에−1 이를 수도 있습니다.

AGB 별의 외피

다음 항목도 참조하십시오.성간 분자 목록
점근 거성 가지 단계의 끝에서 행성상 성운의 형성.

AGB 별들의 광범위한 질량 손실은 그들이 확장된 별 주위 외피(CSE)로 둘러싸여 있다는 것을 의미합니다.평균 AGB 수명이 1Myr이고 외부 속도가 10km/s일 때 최대 반지름은 약 3×10km14(30광년)로 추정된다.이는 바람 물질이 매우 큰 반지름에서 성간 매체와 섞이기 시작할 것이기 때문에 최대값이며, 또한 별과 성간 가스 사이에 속도 차이가 없다고 가정합니다.

이 봉투들은 역동적이고 흥미로운 화학작용을 가지고 있는데, 그 대부분은 밀도가 낮기 때문에 실험실 환경에서 재현하기가 어렵습니다.물질이 별에서 멀어지고 팽창하고 식으면서 외피 속의 화학 반응의 성질이 변합니다.별 근처의 외피 밀도는 반응이 열역학적 평형에 근접할 정도로 충분히 높습니다.물질이 약 5×10km를9 넘어서면 밀도가 떨어져 열역학이 아닌 동력학이 지배적인 특징이 됩니다.반응 메커니즘은 화학 결합이 형성될 때 방출되는 에너지를 제거하기 위해 제3의 몸을 필요로 하기 때문에 에너지적으로 유리한 반응들은 더 이상 기체 내에서 일어날 수 없습니다.이 영역에서 발생하는 반응의 대부분은 OH(산소가 풍부한 봉투 내) 또는 CN(탄소별을 둘러싼 봉투 내)과 같은 라디칼과 관련이 있습니다.엔벨로프의 가장 바깥쪽 영역인 약 5×10km11 이상에서는 먼지가 엔벨로프를 더 이상 성간 자외선으로부터 완전히 차단하지 못하고 가스가 부분적으로 이온화되는 지점까지 밀도가 감소합니다.이 이온들은 중성 원자 및 분자와의 반응에 참여합니다.마침내 외피가 성간 매체와 합쳐지면서, 대부분의 분자는 [10][11]자외선에 의해 파괴된다.

CSE의 온도는 가스와 먼지의 가열 및 냉각 특성에 의해 결정되지만, 별의 광구로부터 반경 거리(2,000-3,000K)에 따라 떨어집니다.AGB CSE의 외부 화학적 특성은 다음과 같다.[12]

  • 광구: 국소 열역학 평형 화학
  • 맥동하는 항성 외피:충격화학
  • 먼지 형성 구역
  • 화학적으로 조용한
  • 성간 자외선과 분자의 광분해 – 복잡한 화학

산소가 풍부한 별과 탄소가 풍부한 별 사이의 이분법은 첫 번째 응축물이 산화물인지 탄화물인지를 결정하는 데 초기 역할을 합니다. 왜냐하면 이 두 가지 요소 중 가장 적은 양이 가스 단계에 CO로x 남아 있을 가능성이 높기 때문입니다.

먼지 형성 구역에서는 내화소자 및 화합물(Fe, Si, MgO 등)이 기체상에서 제거되어 먼지 알갱이가 된다.새로 형성된 먼지는 표면 촉매 반응에 즉시 도움이 됩니다.AGB별에서 나오는 항성풍은 우주먼지가 형성되는 장소이며,[13] 우주에서 먼지가 주로 발생하는 곳으로 알려져 있습니다.

AGB 별(미라 변광성과 OH/IR 별)의 항성풍도 종종 매서 방출 장소입니다.이를 설명하는 분자는 SiO, HO2, OH, HCN, [14][15][16][17][18]SiS입니다.SiO, HO2, OH 메자는 R 카시오페이아자리, U 오리온자리 [19]등 산소가 풍부한 M형 AGB 별에서 발견되며, HCN과 SiS 메자는 IRC +10216과 같은 탄소별에서 발견됩니다.Maser가 있는 S형 별은 [19]흔치 않습니다.

이 별들은 외피층을 거의 다 잃고 핵심 영역만 남게 되면 단명 원시 행성계 성운으로 더욱 진화합니다.AGB 봉투의 최종 운명은 행성상성운(PNe)[20]으로 나타납니다.

지연 열펄스

모든 포스트 AGB 스타들의 4분의 1이 소위 "다시 태어난" 에피소드를 겪는다.탄소-산소 핵은 현재 수소 껍질로 이루어진 헬륨으로 둘러싸여 있다.헬륨이 다시 점화되면 열 펄스가 발생하고 별은 빠르게 AGB로 돌아와 수소가 부족한 헬륨 연소형 항성 [21]물체가 됩니다.만약 이 열 펄스가 발생할 때 별이 수소를 태우는 껍데기를 가지고 있다면, 이것은 "늦은 열 펄스"라고 불립니다.그렇지 않으면 "매우 늦은 열 펄스"[22]라고 합니다.

다시 태어난 별의 외부 대기는 항성풍을 발생시키고 이 별은 다시 헤르츠스프룽-러셀 도표를 통해 진화 궤적을 따라갑니다.그러나 이 단계는 매우 짧으며, 별이 다시 백색왜성 단계로 향하기 전까지 약 200년 정도밖에 지속되지 않습니다.관측 결과, 이 늦은 열 펄스 단계는 행성상 [21]성운의 중심에 있는 울프-레이에별과 거의 동일한 것으로 보입니다.

사쿠라이 천체나 궁수자리 FG와 같은 별들은 이 단계를 통해 빠르게 진화하면서 관측되고 있습니다.

열-펄스성(TP-) AGB 별의 별주변 자기장 매핑은 최근 소위 골드라이히-킬라피스 효과를 사용하여 보고되었습니다[23].

슈퍼AGB별

주요 기사:슈퍼AGB별

질량의 상한에 가까운 별들은 여전히 AGB 별로서 자격이 주어지며 슈퍼-AGB 별이라고 불리기도 한다.질량이 7이 넘습니다.M☉ 최대 9 또는 10M☉ (또는[24] 그 이상)그것들은 헬륨보다 무거운 원소들의 완전한 융합을 겪는 보다 질량이 큰 초거성으로의 전환을 나타냅니다.트리플 알파 과정 동안, 탄소보다 무거운 원소들도 생산됩니다: 대부분 산소이지만 마그네슘, 네온, 그리고 심지어 더 무거운 원소들도 생산됩니다.슈퍼-AGB 별은 초기 헬륨 섬광과 유사한 섬광으로 탄소를 점화하기에 충분한 크기의 부분적으로 퇴화된 탄소-산소 코어를 발달시킨다.두 번째 준설은 이 질량 범위에서 매우 강하며, 더 큰 질량의 초거성에서 발생하는 네온 연소에 필요한 수준 이하로 코어 크기를 유지합니다.열 펄스의 크기와 세 번째 준설은 질량이 작은 별에 비해 감소하지만, 열 펄스의 빈도는 급격히 증가한다.일부 슈퍼-AGB 별은 전자 포획 초신성으로 폭발할 수 있지만 대부분은 산소-네온 [25]백색왜성으로 끝날 것이다.이 별들은 질량이 큰 초거성보다 훨씬 더 흔하기 때문에 관측된 초신성의 높은 비율을 형성할 수 있습니다.이러한 초신성의 예를 검출하는 것은 [citation needed]가정에 크게 의존하는 모델에 대한 귀중한 확인을 제공할 것이다.

「 」를 참조해 주세요.

  • 적색 거성 – 중심 수소를 고갈시킨 크고 차가운 별의 유형
  • 미라 – 적색거성 오미크론 고래자리
  • 미라 변광성 – 변광성 유형
  • 탄소성 – 대기 중에 산소보다 탄소가 더 많은 별
  • 원시 행성계 성운 – 죽어가는 별을 둘러싼 성운
  • 행성상 성운 – 방출 성운 유형

레퍼런스

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