Asimptotik dev dal - Asymptotic giant branch

Küresel küme M5 için H–R diyagramı , mavi ile işaretlenmiş bilinen AGB yıldızları, turuncu ile gösterilen daha parlak kırmızı dev dal yıldızlarından bazıları ile çevrili
  Asimptotik dev dal (AGB)
  Üst kırmızı dev dal (RGB)
  Yatay dal (HB)
  RR Lyrae değişkeni (RR)
 Ana dizinin  sonu , altdev dalı ve alt RGB

Asimptotik dev dalı (AGB) bir bölgedir Hertzsprung-Russell diyagramı gelişti serin ışık ile doldurulur yıldızlı . Bu, tüm düşük ila orta kütleli yıldızların (0,6-10 güneş kütlesi) hayatlarının sonlarında üstlendiği bir yıldız evrimi dönemidir.

Gözlemsel olarak, asimptotik-dev-dallı bir yıldız , Güneş'ten binlerce kat daha fazla parlaklığa sahip parlak kırmızı bir dev olarak görünecektir . Bu iç yapısı ile karakterize edilen bir orta ve büyük ölçüde karbon ve oksijen çekirdek atıl, helyum bir şekilde karbon füzyon geçiren bir kabuk (bilinen yanma helyum ), hidrojen (bilinen helyum oluşturan füzyon geçiren başka bir kabuk hidrojen yanma ), ve anakol yıldızlarına benzer çok büyük bir bileşim malzemesi zarfı ( karbon yıldızları hariç ).

yıldız evrimi

Güneş benzeri bir yıldız, çekirdek helyum tükenmesinden sonra Yatay Daldan AGB'ye hareket ediyor
5  M ☉ yıldız , çekirdeğinde helyum tükendiğinde mavi bir döngüden sonra AGB'ye hareket eder

Bir yıldız arzını boşaltır hidrojen ile nükleer füzyon çekirdeğinde işlemler, yıldızın dış katmanlarını neden çekirdek büzülür ve sıcaklık artışları, genişletme ve soğumaya bırakılmıştır. Yıldız, HR diyagramının sağ üst köşesine doğru bir iz izleyerek kırmızı bir dev olur. Sonunda, çekirdekteki sıcaklık yaklaşık olarak ulaştığında3 x 10 8  K , helyum yanma (füzyon helyum çekirdek) başlar. Çekirdekte helyum yanmasının başlaması, yıldızın soğumasını ve parlaklığındaki artışı durdurur ve yıldız bunun yerine HR diyagramında aşağı ve sola doğru hareket eder. Bu, yatay dal ( popülasyon II yıldızları için ) veya kırmızı küme ( popülasyon I yıldızları için ) veya yaklaşık 2 M ☉'den daha büyük kütleli yıldızlar için  mavi bir döngüdür .

Çekirdekte helyum yanması tamamlandıktan sonra, yıldız tekrar diyagramda sağa ve yukarı doğru hareket eder, parlaklığı arttıkça soğur ve genişler. Yolu, önceki kırmızı-dev iziyle neredeyse aynı hizadadır, bu nedenle asimptotik dev dal adı verilir , ancak yıldız AGB'de kırmızı dev dalın ucunda olduğundan daha parlak hale gelecektir. Yıldız evriminin bu aşamasındaki yıldızlar, AGB yıldızları olarak bilinir.

AGB aşaması

AGB aşaması, erken AGB (E-AGB) ve termal olarak darbeli AGB (TP-AGB) olmak üzere iki bölüme ayrılmıştır. E-AGB aşamasında, ana enerji kaynağı, çoğunlukla karbon ve oksijenden oluşan bir çekirdeğin etrafındaki bir kabukta helyum füzyonudur . Bu evrede yıldız dev oranlara kadar şişer ve tekrar kırmızı dev olur. Yıldızın yarıçapı bir astronomik birim (~215  R ☉ ) kadar büyük olabilir .

Helyum kabuğunun yakıtı bittikten sonra TP-AGB başlar. Şimdi yıldız, enerjisini, iç helyum kabuğunu çok ince bir katmanla sınırlayan ve kararlı bir şekilde kaynaşmasını önleyen ince bir kabuktaki hidrojen füzyonundan alıyor . Bununla birlikte, 10.000 ila 100.000 yıllık periyotlar boyunca, hidrojen kabuğunun yanmasından kaynaklanan helyum birikir ve sonunda helyum kabuğu, helyum kabuğu parlaması olarak bilinen bir süreç olarak patlayarak tutuşur . Kabuk parlamasının gücü, yıldızın gözlemlenen parlaklığının binlerce katına ulaşır, ancak sadece birkaç yıl içinde katlanarak azalır. Kabuk parlaması yıldızın genişlemesine ve soğumasına neden olur, bu da hidrojen kabuğunun yanmasını durdurur ve iki kabuk arasındaki bölgede güçlü konveksiyona neden olur. Yanan helyum kabuğu hidrojen kabuğunun tabanına yaklaştığında, artan sıcaklık hidrojen füzyonunu yeniden ateşler ve döngü yeniden başlar. Helyum kabuğu flaşından kaynaklanan parlaklıktaki büyük ama kısa süreli artış, yıldızın görünür parlaklığında birkaç yüz yıl boyunca büyüklüğün birkaç onda biri kadar bir artışa neden olur; bu, onlarca ila yüzlerce günlük periyotlardaki parlaklık değişimleriyle ilgisi olmayan bir değişikliktir. bu tür yıldızlarda yaygındır.

TP- AGB'de 2 M ☉ yıldızın evrimi 

Sadece birkaç yüz yıl süren termal darbeler sırasında, çekirdek bölgeden malzeme dış katmanlara karışabilir, bu da yüzey bileşimini değiştirir, bu süreç tarama olarak adlandırılır . Bu taramadan dolayı, AGB yıldızları tayflarında S-proses elementleri gösterebilir ve güçlü taramalar karbon yıldızlarının oluşumuna yol açabilir . Termal darbeleri takip eden tüm tarama işlemleri, kırmızı dev dalda meydana gelen ilk taramadan ve E-AGB sırasında meydana gelen ikinci taramadan sonra üçüncü tarama olarak adlandırılır. Bazı durumlarda ikinci bir tarama işlemi olmayabilir, ancak termal darbeleri takip eden tarama işlemleri yine de üçüncü tarama olarak adlandırılacaktır. Termal darbelerin gücü ilk birkaçından sonra hızla artar, bu nedenle üçüncü taramalar genellikle en derindir ve çekirdek malzemesini yüzeye dolaştırma olasılığı en yüksektir.

AGB yıldızları tipik olarak uzun dönemli değişkenlerdir ve yıldız rüzgarı şeklinde kütle kaybına uğrarlar . M-tipi AGB yıldızlar için, yıldız rüzgarları en verimli şekilde mikron boyutlu taneler tarafından yönlendirilir. Termal darbeler, daha da yüksek kütle kaybı periyotları üretir ve çevredeki malzemeden ayrılmış kabuklarla sonuçlanabilir. Bir yıldız, AGB aşamasında kütlesinin %50 ila %70'ini kaybedebilir. Kütle kaybı oranları tipik olarak 10 −8 ila 10 −5 M ⊙ yıl −1 arasında değişir ve hatta 10 −4 M ⊙ yıl −1'e kadar ulaşabilir .

AGB yıldızlarının dairesel yıldız zarfları

Ayrıca bakınız: yıldızlararası ve yıldız çevresindeki moleküllerin listesi
Asimptotik dev dal aşamasının sonunda bir gezegenimsi bulutsunun oluşumu.

AGB yıldızlarının yoğun kütle kaybı, onların genişletilmiş bir çevresel zarf (CSE) ile çevrili oldukları anlamına gelir . Bir Myr ortalama AGB ömrü ve bir Myr dış hızı göz önüne alındığında10  km/s , maksimum yarıçapının kabaca olduğu tahmin edilebilir.3 × 10 14  km (30 ışıkyılı ). Bu, rüzgar malzemesinin çok büyük yarıçaplarda yıldızlararası ortamla karışmaya başlayacağı için maksimum bir değerdir ve ayrıca yıldız ile yıldızlararası gaz arasında hız farkı olmadığını varsayar .

Bu zarfların dinamik ve ilginç bir kimyası vardır ve bunların çoğu, ilgili düşük yoğunluklar nedeniyle laboratuvar ortamında çoğaltılması zordur. Zarftaki kimyasal reaksiyonların doğası, malzeme yıldızdan uzaklaştıkça, genişledikçe ve soğudukça değişir. Yıldızın yakınında zarf yoğunluğu, reaksiyonların termodinamik dengeye yaklaşması için yeterince yüksektir. Malzeme yaklaşık ötesine geçerken5 x 10 9  bölgesinin yoğunluğu noktası düşer kinetik yerine termodinamik daha baskın bir özellik olmaktadır. Bazı enerjisel olarak uygun reaksiyonlar artık gazda gerçekleşemez, çünkü reaksiyon mekanizması kimyasal bir bağ oluştuğunda açığa çıkan enerjiyi uzaklaştırmak için üçüncü bir gövdeye ihtiyaç duyar. Bu bölgede gerçekleşen reaksiyonların çoğu , OH (oksijen açısından zengin zarflarda) veya CN (karbon yıldızlarını çevreleyen zarflarda) gibi radikalleri içerir . Zarfın en dış bölgesinde, yaklaşık ötesinde5 × 10 11  km , yoğunluk, tozun artık zarfı yıldızlararası UV radyasyonundan tamamen korumadığı ve gazın kısmen iyonize olduğu noktaya düşer . Bu iyonlar daha sonra nötr atomlar ve moleküller ile reaksiyonlara katılır. Son olarak, zarf yıldızlararası ortamla birleştiğinde, moleküllerin çoğu UV radyasyonu tarafından yok edilir.

CSE'nin sıcaklığı, gaz ve tozun ısıtma ve soğutma özellikleri tarafından belirlenir, ancak yıldızların fotosferinden radyal mesafe ile düşer.2.000 –3.000 K . Dışarıdan bir AGB CSE'nin kimyasal özellikleri şunları içerir:

Arasında ikilik oksijen bakımından zengin ve karbon CO olarak bu iki eleman arasında en bol beri ilk kondensatları oksitler ya da karbit olup olmadığının belirlenmesi, bir başlangıç rolü vardır yıldız bakımından zengin olası gaz fazında kalır x .

Toz oluşum bölgesinde, refrakter elementler ve bileşikler (Fe, Si, MgO vb.) gaz fazından ayrılarak toz tanecikleri haline gelir . Yeni oluşan toz, yüzey katalizli reaksiyonlara hemen yardımcı olacaktır . AGB yıldızlarından gelen yıldız rüzgarları, kozmik toz oluşum bölgeleridir ve evrendeki ana toz üretim bölgeleri olduğuna inanılmaktadır.

AGB yıldızlarının ( Mira değişkenleri ve OH/IR yıldızları ) yıldız rüzgarları da genellikle maser emisyon bölgesidir . Bunu açıklayan moleküller SiO , H 2 O , OH , HCN ve SiS'dir . Kalıntı, H 2 O ve OH maserleri, tipik olarak AGB gibi yıldız oksijen açısından zengin bir K-tipi bulunmaktadır R Cassiopeiae ve U Orionis HCN ve Sis maserleri genelde örneğin yıldız karbon olarak bulunur, IRC 10.216 . Ustalara sahip S-tipi yıldızlar nadirdir.

Bu yıldızlar neredeyse tüm zarflarını kaybettikten ve yalnızca çekirdek bölgeleri kaldıktan sonra, daha da kısa ömürlü ilk- gezegenimsi bulutsuya evrimleşirler . AGB zarflarının nihai kaderi, gezegenimsi bulutsular (PNe) ile temsil edilir .

Geç termal darbe

Tüm AGB sonrası yıldızların dörtte biri "yeniden doğuş" bölümü olarak adlandırılan bölümden geçiyor. Karbon-oksijen çekirdeği şimdi bir dış hidrojen kabuğuna sahip helyum ile çevrilidir. Helyum yeniden ateşlenirse, bir termal darbe meydana gelir ve yıldız hızla AGB'ye dönerek helyum yakan, hidrojen eksikliği olan bir yıldız nesnesi haline gelir. Bu termal darbe meydana geldiğinde yıldızın hala hidrojen yakan bir kabuğu varsa, buna "geç termal darbe" denir. Aksi takdirde "çok geç termal darbe" olarak adlandırılır.

Yeniden doğmuş yıldızın dış atmosferi bir yıldız rüzgarı geliştirir ve yıldız bir kez daha Hertzsprung-Russell diyagramı boyunca evrimsel bir yol izler . Ancak bu evre çok kısadır ve yıldızın yeniden beyaz cüce evresine geçmesinden sadece 200 yıl önce sürer . Gözlemsel olarak, bu geç termal darbe evresi , kendi gezegenimsi bulutsunun ortasındaki bir Wolf-Rayet yıldızıyla neredeyse aynı görünüyor .

Sakurai'nin Nesnesi ve FG Sagittae gibi yıldızlar bu aşamada hızla evrimleşirken gözlemleniyor.

Termal titreşimli (TP-) AGB yıldızlarının çevresel manyetik alanlarının haritalanması, yakın zamanda Goldreich-Kylafis etkisi kullanılarak rapor edilmiştir .

Süper AGB yıldızları

Ana madde: Süper AGB yıldızı

Hala AGB yıldızları olarak nitelendirilmek için üst kütle sınırına yakın yıldızlar, bazı tuhaf özellikler gösterir ve süper-AGB yıldızları olarak adlandırılır. 7 M ☉ üzerinde ve 9 veya 10 M ☉ (veya daha fazla) kadar  kütleleri vardır  . Helyumdan daha ağır elementlerin tam füzyonuna maruz kalan daha büyük süperdev yıldızlara geçişi temsil ederler. Üçlü alfa işlemi sırasında, karbondan daha ağır bazı elementler de üretilir: çoğunlukla oksijen, fakat aynı zamanda bazı magnezyum, neon ve hatta daha ağır elementler. Süper-AGB yıldızları, önceki helyum patlamasına benzer bir flaşta karbonu tutuşturmak için yeterince büyük olan kısmen dejenere karbon-oksijen çekirdekleri geliştirir. İkinci tarama, bu kütle aralığında çok güçlüdür ve bu, çekirdek boyutunu, daha yüksek kütleli süperdevlerde olduğu gibi, neonun yanması için gereken seviyenin altında tutar. Termal darbelerin ve üçüncü taramaların boyutu, düşük kütleli yıldızlara kıyasla küçülürken, termal darbelerin frekansı önemli ölçüde artar. Bazı süper-AGB yıldızları bir elektron yakalama süpernovası olarak patlayabilir, ancak çoğu oksijen-neon beyaz cüceler olarak sona erecek. Bu yıldızlar, daha yüksek kütleli süperdevlerden çok daha yaygın olduklarından, yüksek oranda gözlemlenen süpernova oluşturabilirler. Bu süpernova örneklerinin tespit edilmesi, varsayımlara oldukça bağımlı olan modellerin değerli bir şekilde doğrulanmasını sağlayacaktır.

Ayrıca bakınız

Referanslar

daha fazla okuma