Interested Article - Асимптотическая ветвь гигантов

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для шарового звёздного скопления M 5 . Звёзды асимптотической ветви гигантов отмечены голубым цветом

Асимптоти́ческая ветвь гига́нтов — поздняя стадия эволюции звёзд небольшой и средней массы. Звёзды на эволюционном этапе асимптотической ветви гигантов имеют низкие температуры и большие размеры и светимости. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела такие звёзды занимают определённую область, также называемую асимптотической ветвью гигантов. Они часто переменны , и у них наблюдается сильный звёздный ветер .

Этой стадии предшествует либо стадия горизонтальной ветви , либо стадия голубой петли , в зависимости от массы звезды. Асимптотическая ветвь гигантов делится на две части: раннюю асимптотическую ветвь гигантов и фазу тепловых пульсаций. Последняя характеризуется быстрой потерей массы и периодической сменой источников энергии звезды.

Наиболее массивные звёзды на этой стадии испытывают углеродную детонацию и становятся сверхновыми либо эволюционируют дальше как сверхгиганты , но остальные звёзды завершают эту стадию сбросом оболочки и превращением в планетарную туманность , а затем в белый карлик . Солнце также пройдёт эту стадию в будущем.

Характеристики

Звёзды асимптотической ветви гигантов имеют низкие температуры и поздние спектральные классы — в основном M, S и C , но большие размеры и высокие светимости. Поэтому, с учётом класса светимости , они относятся к красным гигантам или сверхгигантам .

На асимптотической ветви гигантов оказываются звёзды с начальными массами не менее 0,5 M , но не более 10 M , что обусловлено ходом эволюции звёзд (см. ниже ) . Внешние слои таких звёзд очень разрежены, поэтому у них наблюдается сильный звёздный ветер , приводящий к быстрой потере массы, до 10 −4 M в год .

Ядра таких звёзд состоят из углерода и кислорода . Вокруг ядра располагается оболочка из гелия , которая, в свою очередь, окружена протяжённой водородной оболочкой. Конвективная зона занимает большую часть внешней оболочки. В ядрах не идёт термоядерный синтез , но он идёт в оболочках звезды (слоевых источниках) либо в одной из них: в гелиевой оболочке происходит горение гелия , а на границе гелиевой и водородной оболочек — превращение водорода в гелий, в первую очередь посредством CNO-цикла .

Звёзды на эволюционной стадии асимптотической ветви гигантов хорошо видны в шаровых звёздных скоплениях — на диаграмме Герцшпрунга — Рассела они занимают область, которая также называется асимптотической ветвью гигантов. Они ярче звёзд, относящихся к ветви красных гигантов при одинаковых спектральных классах. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела обе эти ветви идут практически параллельно, сближаются в области наибольших светимостей, но не пересекаются. Благодаря этому верхняя ветвь называется асимптотической , как и стадия эволюции, соответствующая этой ветви .

Примером звезды асимптотической ветви гигантов может служить R Скульптора .

Переменность

Кривая блеска Миры — прототипа класса мирид

Звёзды асимптотической ветви гигантов часто бывают переменными различных типов. Те звёзды, которые достаточно остыли и увеличились в размере в ходе эволюции, становятся долгопериодическими переменными — этот тип переменных звёзд довольно разнороден, и звёзды асимптотической ветви гигантов могут относиться к двум его подтипам. Первый тип — мириды , отличающиеся периодическими пульсациями и очень большой амплитудой изменения яркости, второй — полуправильные переменные с меньшей амплитудой изменения блеска и менее регулярными колебаниями .

Также в ходе эволюции такие звёзды могут пересекать полосу нестабильности и становиться пульсирующими переменными типа BL Геркулеса или типа W Девы .

Эволюция

Эволюционный трек звезды солнечной массы
Эволюционный трек звезды массой 5 M

Звёзды переходят на асимптотическую ветвь гигантов, когда в их ядре заканчивается гелий, а термоядерный синтез с его участием продолжается вокруг ядра, состоящего из углерода и кислорода. В зависимости от начальной массы, этой стадии эволюции предшествует стадия горизонтальной ветви (или красного сгущения ) либо голубой петли . Нижний предел массы для попадания на эту стадию — 0,5 M , так как менее массивные звёзды неспособны запустить горение гелия, а верхний предел — около 10 M : в более массивных звёздах реакции с участием гелия начинаются вскоре после схода с главной последовательности , и звёзды становятся сверхгигантами .

Ранняя асимптотическая ветвь гигантов

После перехода на асимптотическую ветвь гигантов звезда начинает увеличиваться в размере и охлаждаться; для звёзд небольшой массы эволюционный трек на этой стадии проходит близко к треку на ветви красных гигантов , лишь при немного бо́льших температурах для той же светимости. Для более массивных звёзд это не так: асимптотическая ветвь для них проходит в области бо́льших светимостей, чем ветвь красных гигантов. Однако в обоих случаях процессы в звезде имеют сходство с происходящими в звёздах на ветви красных гигантов .

Изначально на этой стадии термоядерный синтез идёт в двух слоевых источниках: в гелиевом и в водородном. По мере расширения звезды водородная оболочка охлаждается и становится менее плотной, поэтому термоядерные реакции в ней прекращаются. У маломассивных звёзд это приводит ко временному уменьшению размера и светимости. После этого звезда снова продолжает расширяться и становиться ярче и в результате на диаграмме Герцшпрунга — Рассела на некоторое время задерживается в одной области. В многочисленных звёздных популяциях большого возраста в этой области одновременно может находиться много звёзд асимптотической ветви гигантов. В англоязычной литературе эта область называется AGB clump (букв. «сгущение на асимптотической ветви гигантов») .

Расширение звезды и выключение водородного слоевого источника приводит к тому, что конвективная оболочка распространяется на всё более глубокие области, и в звёздах массивнее 3—5 M (в зависимости от химического состава) случается второе вычерпывание , при котором на поверхность выносится значительная масса, до 1 M для наиболее массивных звёзд, гелия и азота .

В любом случае до тех пор, пока горение гелия идёт в оболочке вокруг инертного ядра, звезда находится на так называемой ранней асимптотической ветви гигантов. Дальнейшая эволюция на асимптотической ветви гигантов проходит гораздо быстрее, а её характер зависит от массы звезды .

Переход Солнца на асимптотическую ветвь гигантов случится приблизительно через 7,8 миллиарда лет, когда его возраст будет составлять около 12,3 миллиарда лет. К этому моменту Солнце будет иметь массу около 0,71 M , светимость 44 L , температуру 4800 K и радиус 9,5 R . Через 20 миллионов лет после этого ранняя асимптотическая ветвь гигантов для Солнца завершится: к тому моменту его масса сократится до 0,59 M , а температура — до 3150 K . Радиус увеличится приблизительно до 130 R , а светимость — до 2000 L . Точные же параметры Солнца зависят от того, какую часть массы оно потеряет .

Дальнейшая эволюция

Изменение параметров звезды на стадии тепловых пульсаций

Ход дальнейшей эволюции звезды зависит от её массы. У всех звёзд на асимптотической ветви гигантов имеется ядро из углерода и кислорода. Изначально оно инертно, но его масса постепенно увеличивается, ядро уплотняется и становится вырожденным . Если масса звезды достаточно велика, то в ней происходит углеродная детонация — взрывообразный запуск ядерного горения углерода . Это явление похоже на гелиевую вспышку , но мощнее, и может привести ко взрыву звезды как сверхновой , но также возможно, что звезда уцелеет и продолжит эволюцию по сценарию сверхгиганта . Таким образом, наиболее массивные звёзды на этой стадии эволюции часто рассматриваются как переходный тип звёзд между менее массивными звёздами асимптотической ветви гигантов и сверхгигантами .

Минимальная начальная масса звезды, при которой эволюция идёт по такому сценарию, является чувствительной функцией химического состава. Для звёзд с металличностью , близкой к солнечной, а также очень бедных металлами, это значение составляет около 8 M . Минимум функции достигается при доле элементов тяжелее гелия, равной 0,001, — в этом случае необходимая для углеродной детонации масса составляет лишь 4 M .

Стадия тепловых пульсаций

Если звезда имеет массу меньше вышеописанного предела, то её ядро остаётся инертным. Горение гелия в слоевом источнике продолжается до тех пор, пока весь гелий в нём не закончится — в этот момент звезда переходит на стадию тепловых пульсаций ( англ. thermally pulsating AGB phase ). После этого оболочка резко сжимается и нагревается, в результате чего в ней начинается синтез гелия из водорода .

В ходе этого процесса вокруг ядра снова накапливается гелий, который постепенно уплотняется и нагревается. Когда масса накопленного гелия превышает некоторый предел, зависящий от массы ядра, начинается горение гелия: например, при массе ядра в 0,8 M предельная масса гелия составляет 10 −3 M , и чем больше масса ядра, тем меньше предельная масса гелия. В этом процессе наблюдается положительная обратная связь : термоядерные реакции повышают температуру, которая, в свою очередь, увеличивает темп термоядерных реакций — происходит слоевая гелиевая вспышка , мощность которой может достигать 10 7 —10 8 L . Это событие приводит к расширению внешних оболочек и прекращению реакций в водородном слоевом источнике, а потом и к расширению самого слоевого источника и прекращению положительной обратной связи .

Описанный выше процесс называется тепловой пульсацией ( англ. thermal pulse ) и длится порядка нескольких сотен лет. После этого идёт более длительная фаза горения гелия с постоянной мощностью, а когда гелий исчерпывается — он снова начинает синтезироваться из водорода, после чего происходит следующая тепловая пульсация. Пульсации могут происходить многократно в одной звезде, а период между ними зависит от массы ядра и уменьшается с её ростом .

После каждой тепловой пульсации в звёздах происходит распространение конвективной зоны на бо́льшую глубину. У звёзд с начальной массой более 1,2—1,5 M она проникает достаточно глубоко, чтобы случилось третье вычерпывание , при котором на поверхность выносятся гелий, углерод и элементы, возникающие при s-процессе . В результате после какого-то числа тепловых пульсаций на поверхности звезды углерода оказывается больше, чем кислорода, и звезда становится углеродной звездой .

У звёзд массивнее 6—7 M наиболее глубокие части конвективной зоны могут иметь настолько высокую температуру, что в них происходит термоядерный синтез, продукты которого сразу же выносятся на поверхность. Из-за этого явления, в англоязычной литературе имеющего название hot-bottom burning , углерод во внешних слоях звезды превращается в азот, что препятствует появлению углеродных звёзд. Кроме того, поверхность таких звёзд сильно обогащается литием : в частности, практически во всех долгопериодических переменных содержание этого элемента на поверхности на три порядка больше, чем было бы в отсутствие такого явления .

Также именно на этой стадии наблюдается наиболее сильный звёздный ветер, темп потери массы из-за которого может доходить до 10 −4 M в год. Кроме того, наблюдается зависимость между темпом потери массы и периодом переменности звёзд, а также со скоростью самого звёздного ветра .

Солнце будет находиться на стадии тепловых пульсаций всего лишь 400 тысяч лет. Численное моделирование этой стадии является сложной задачей, на его результаты влияет и то, что процессы потери массы звёздами изучены недостаточно. Согласно наиболее правдоподобному сценарию, к концу этой стадии масса Солнца сократится до 0,54 M , оно переживёт 4 тепловые пульсации, его радиус будет колебаться в пределах 50—200 R , а светимость — от 500 до 5000 L . Максимальный радиус Солнца при этом составит 0,99 а. е. , что больше современной орбиты Венеры , но из-за потери Солнцем массы Венера к тому моменту перейдёт на более далёкую орбиту и избежит поглощения звездой. Тем не менее также был рассмотрен сценарий, при котором Солнце в течение жизни теряет массу более медленно — в таком случае оно переживёт 10 тепловых пульсаций, достигнет большего радиуса, а планеты слабее изменят орбиты, в результате чего Солнце поглотит и Венеру, и Землю . Меркурий же в любом случае окажется поглощён Солнцем ещё на ветви красных гигантов .

Сход с асимптотической ветви гигантов

Количество тепловых пульсаций, которые испытывает звезда, ограничено массой водородной оболочки, которая постепенно снижается из-за сильного звёздного ветра и горения водорода в слоевом источнике. Когда масса оболочки уменьшается до нескольких тысячных долей массы Солнца, синтез гелия прекращается. Звезда покидает асимптотическую ветвь гигантов, оболочки из водорода и гелия начинают быстро сжиматься. При этом температура на поверхности звезды увеличивается, а светимость остаётся практически постоянной. Звезда и выброшенное ей вещество становятся протопланетарной туманностью , а когда температура звезды увеличивается до 30 тыс. K и вещество ионизуется планетарной туманностью .

Пример звезды, находящейся на этой стадии, — в скоплении M 13 . Для Солнца сход с асимптотической ветви гигантов займёт лишь 100 тысяч лет, и его светимость в это время будет составлять около 3500 L . Во время перехода максимальная температура Солнца составит 120 тыс. K , а радиус уменьшится до 0,08 R .

Дальнейшая эволюция может идти по различным сценариям. Первый, наиболее простой и вероятный — звезда, лишившаяся источников энергии, будет постепенно остывать и тускнеть, став белым карликом . Второй путь реализуется, если при сжатии звезды гелиевая оболочка нагревается достаточно, чтобы произошла ещё одна, финальная, тепловая пульсация — в результате звезда на короткое время возвращается к асимптотической ветви гигантов, после чего снова сжимается и превращается в белый карлик. Пример такой звезды — FG Стрелы . Наконец, существует ещё один вариант — при нём оболочка из водорода нагревается достаточно, чтобы началось его горение с положительной обратной связью. При этом должна наблюдаться вспышка новой звезды , после чего образуется белый карлик, на поверхности которого может полностью отсутствовать водород .

История изучения

Асимптотическая ветвь гигантов была впервые выделена из множества остальных красных гигантов в работе Хэлтона Арпа 1955 года . 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 . 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 .

Примечания

  1. Kwok Sun. (англ.) . — San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 1993. — 1 January (vol. 41). — P. 111. — ISBN 0937707600 .
  2. , p. 250.
  3. , с. 159.
  4. , p. 161.
  5. Самусь Н. Н. . 2.3. Долгопериодические переменные звёзды . Астрономическое наследие . Дата обращения: 6 марта 2021. 4 августа 2020 года.
  6. David Darling. . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 6 марта 2021. 6 февраля 2021 года.
  7. I. Soszynski, W. A. Dziembowski, A. Udalski, M. Kubiak, M. K. Szymanski. (англ.) // . — Warsaw: Copernicus Foundation for Polish Astronomy, 2007. — 1 September (vol. 57). — P. 201—225. — ISSN . 9 ноября 2017 года.
  8. . 6.8 Горизонтальные и асимптотические ветви. Переходный период переменных звёзд типа RR Лиры . Астронет . Дата обращения: 6 марта 2021. 3 февраля 2021 года.
  9. , с. 154—159.
  10. , pp. 249—250.
  11. , p. 187.
  12. , pp. 187—188.
  13. , pp. 187—189.
  14. I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1993. — 1 November (vol. 418). — P. 457. — ISSN . — doi : . 26 февраля 2008 года.
  15. , pp. 250—253.
  16. , p. 189.
  17. L. Siess. (англ.) // Astronomy & Astrophysics . — Paris: EDP Sciences , 2006. — 1 March (vol. 448 ( iss. 2 ). — P. 717—729. — ISSN . — doi : . 25 апреля 2021 года.
  18. A. J. T. Poelarends, F. Herwig, N. Langer, A. Heger. (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2008. — 1 March (vol. 675). — P. 614—625. — ISSN . — doi : . 7 октября 2019 года.
  19. . Энциклопедия физики и техники . Дата обращения: 7 марта 2021. 8 мая 2021 года.
  20. , pp. 189—190.
  21. , pp. 189—193.
  22. , p. 193.
  23. , pp. 195—197.
  24. , pp. 195—198.
  25. C. J. Davis, M. D. Smith, T. M. Gledhill, W. P. Varricatt. // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — N. Y. : Wiley-Blackwell , 2005. — 1 июня (vol. 360). — P. 104—118. — ISSN . — doi : .
  26. Hartmut Frommert. . Messier Database . Дата обращения: 8 марта 2021.
  27. H. C. Arp, H. L. Johnson. // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1955. — 1 июля (vol. 122). — P. 171. — ISSN . — doi : .
  28. Allan Sandage, Basil Katem, Jerome Kristian. // The Astrophysical Journal Letters . — Bristol: IOP Publishing , 1968. — 1 августа (vol. 153). — P. L129. — ISSN . — doi : .
  29. M. Simoda, K. Tanikawa. // . — Tokyo: Astronomical Society of Japan, 1970. — Vol. 22. — P. 143. — ISSN .
  30. . Astronomy . Институт истории естествознания и техники имени С. И. Вавилова РАН . Дата обращения: 8 марта 2021. 29 июня 2020 года.
  31. Amanda I. Karakas, Maria Lugaro. (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2016. — 1 July (vol. 825). — P. 26. — ISSN . — doi : .
  32. Carolyn L. Doherty, Pilar Gil-Pons, Lionel Siess, John C. Lattanzio, Herbert H. B. Lau. (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — N. Y. : Wiley-Blackwell , 2015. — 1 January (vol. 446). — P. 2599—2612. — ISSN . — doi : . 24 августа 2018 года.

Литература

Ссылки

  • Langer N. . Stars and Stellar evolution lecture notes . University of Bonn /Argelander-Institut für Astronomie. Дата обращения: 29 января 2013. 13 октября 2014 года.
  • McCausland R. J. H.; Conlon E. S.; Dufton P. L.; Keenan F. P. (1992). "Hot post-asymptotic giant branch stars at high galactic latitudes". The Astrophysical Journal . 394 (1): 298—304. Bibcode : . doi : .
Источник —

Same as Асимптотическая ветвь гигантов