Ramura asimptotică a giganților

Ramura gigant asimptotică  este o etapă târzie în evoluția stelelor de masă mică și medie. Stelele aflate în stadiul evolutiv al ramului gigant asimptotic au temperaturi scăzute și dimensiuni și luminozități mari. Prin urmare, în diagrama Hertzsprung-Russell, astfel de stele ocupă o anumită regiune, numită și ramura gigant asimptotică. Ele sunt adesea variabile și au vânturi stelare puternice .

Această etapă este precedată fie de etapa de ramificare orizontală , fie de etapa de buclă albastră , în funcție de masa stelei. Ramura gigant asimptotică este împărțită în două părți: ramura gigant asimptotică timpurie și faza de pulsație termică. Acesta din urmă se caracterizează printr-o pierdere rapidă de masă și o schimbare periodică a surselor de energie ale stelei.

Cele mai masive stele din această etapă experimentează o detonare a carbonului și devin supernove sau evoluează în continuare ca supergiganți , dar restul stelelor completează această etapă eliminând învelișul și transformându-se într-o nebuloasă planetară și apoi într-o pitică albă . De asemenea, soarele va trece de această etapă în viitor.

Caracteristici

Stelele ramului gigant asimptotic au temperaturi scăzute și tipuri spectrale târzii  - în principal M, S și C [1] , dar dimensiuni mari și luminozități mari. Prin urmare, ținând cont de clasa de luminozitate , ele sunt clasificate ca giganți roșii sau supergiganți [2] [3] .

Ramura asimptotică a giganților include stele cu mase inițiale de cel puțin 0,5 M ⊙ , dar nu mai mult de 10 M ⊙ , ceea ce se datorează evoluției stelelor (vezi mai jos ) [3] [4] . Straturile exterioare ale unor astfel de stele sunt foarte rarefiate, astfel încât au un vânt stelar puternic care duce la o pierdere rapidă de masă, până la 10 −4 M ⊙ pe an [5] [6] .

Miezurile unor astfel de stele sunt alcătuite din carbon și oxigen . În jurul nucleului se află o înveliș de heliu , care, la rândul său, este înconjurat de un înveliș extins de hidrogen . Zona convectivă ocupă cea mai mare parte a învelișului exterior. Fuziunea termonucleară nu are loc în nuclee , dar are loc în învelișurile stelei (surse de straturi) sau într-una dintre ele: heliul arde în învelișul de heliu , iar la granița dintre învelișurile de heliu și hidrogen, hidrogenul este transformat în heliu, în primul rând prin ciclul CNO [2] [6] .

Stelele aflate în stadiul evolutiv al ramului gigant asimptotic sunt clar vizibile în grupurile de stele globulare  - în diagrama Hertzsprung-Russell, ele ocupă o regiune numită și ramura gigantică asimptotică. Sunt mai strălucitoare decât stelele aparținând ramului gigant roșu cu aceleași tipuri spectrale. Pe diagrama Hertzsprung-Russell, ambele aceste ramuri sunt aproape paralele, se apropie una de cealaltă în regiunea celor mai mari luminozități, dar nu se intersectează. Din această cauză, ramura superioară este numită asimptotică , la fel ca stadiul de evoluție corespunzător acestei ramuri [2] [5] .

R Sculptor [6] poate servi ca exemplu de stea a ramului gigant asimptotic .

Variabilitate

Stelele ramului gigant asimptotic sunt adesea variabile de diferite tipuri. Acele stele care s-au răcit suficient și au crescut în dimensiune în timpul evoluției devin variabile cu perioadă lungă  - acest tip de stele variabile este destul de eterogen, iar stelele ramului gigant asimptotic pot aparține la două dintre subtipurile sale. Primul tip este miridele , care se caracterizează prin pulsații periodice și o amplitudine foarte mare a modificărilor de luminozitate, al doilea sunt variabile semiregulate cu o amplitudine mai mică a modificărilor de luminozitate și fluctuații mai puțin regulate [5] [6] [7] .

De asemenea, în cursul evoluției, astfel de stele pot traversa banda de instabilitate și pot deveni variabile pulsatorii de tip BL Hercules sau de tip Virgo W [8] .

Evoluție

Stelele se deplasează în ramura gigantică asimptotică atunci când rămân fără heliu în miezul lor, iar fuziunea termonucleară cu participarea sa continuă în jurul nucleului, constând din carbon și oxigen. În funcție de masa inițială, această etapă de evoluție este precedată de o etapă de ramură orizontală (sau condensare roșie ) sau de o buclă albastră . Limita inferioară de masă pentru a ajunge în această etapă este de 0,5 M ⊙ , deoarece stelele mai puțin masive nu pot începe arderea heliului, iar limita superioară este de aproximativ 10 M ⊙ : la stelele mai masive, reacțiile care implică heliu încep la scurt timp după părăsirea secvenței principale . , iar stelele devin supergiganți [9] [10] [11] .

Ramura gigant asimptotică timpurie

După trecerea la ramura gigant asimptotică, steaua începe să crească în dimensiune și să se răcească; pentru stelele cu masă mică, traseul evolutiv în această etapă se desfășoară aproape de pista de pe ramura gigant roșie , doar la temperaturi puțin mai ridicate pentru aceeași luminozitate. Pentru stelele mai masive, acesta nu este cazul: ramura asimptotică pentru ele trece în regiunea cu luminozități mai mari decât ramura gigant roșie. Cu toate acestea, în ambele cazuri, procesele din stea sunt similare cu cele care au loc în stelele de pe ramura gigantului roșu [10] [11] .

Inițial, în această etapă, fuziunea termonucleară are loc în două surse stratificate: în heliu și hidrogen. Pe măsură ce steaua se extinde, învelișul de hidrogen se răcește și devine mai puțin dens, astfel încât reacțiile termonucleare din ea se opresc. Pentru stelele cu masă mică, acest lucru duce la o scădere temporară a dimensiunii și luminozității. După aceea, steaua continuă să se extindă și să devină din nou mai strălucitoare și, ca urmare, pe diagrama Hertzsprung-Russell, zăbovește ceva timp într-o zonă. În numeroase populații stelare de vârstă mare, multe stele ale ramului gigant asimptotic pot locui simultan în această regiune. În literatura de limba engleză, această zonă este numită AGB clump (lit. „clump on the asymptotic branch of giants”) [12] .

Expansiunea stelei și închiderea sursei stratului de hidrogen duce la faptul că învelișul convectiv se extinde în regiuni din ce în ce mai adânci, iar în stelele mai masive de 3–5 M ⊙ (în funcție de compoziția chimică) are loc o a doua primă , în care o masă semnificativă este adusă la suprafață, cu 1 M ⊙ pentru cele mai masive stele, heliu și azot [12] .

În orice caz, atâta timp cât arderea heliului se desfășoară într-o coajă în jurul miezului inert, steaua se află pe așa-numita ramură gigant asimptotică timpurie. Evoluția ulterioară pe ramura gigant asimptotică este mult mai rapidă, iar caracterul său depinde de masa stelei [13] .

Tranziția Soarelui la ramura gigant asimptotică se va întâmpla în aproximativ 7,8 miliarde de ani, când vârsta sa va fi de aproximativ 12,3 miliarde de ani. Până în acest moment, Soarele va avea o masă de aproximativ 0,71 M ⊙ , o luminozitate de 44 L ⊙ , o temperatură de 4800 K și o rază de 9,5 R ⊙ . După 20 de milioane de ani după aceea, ramura gigantică asimptotică timpurie a Soarelui se va termina: până în acel moment, masa sa va fi redusă la 0,59 M ⊙ , iar temperatura la 3150 K . Raza va crește la aproximativ 130 R ⊙ și luminozitatea la 2000 L ⊙ . Parametrii exacti ai Soarelui depind de ce parte din masa pierde [14] .

Evoluție ulterioară

Cursul evoluției ulterioare a unei stele depinde de masa ei. Toate stelele de pe ramura gigant asimptotică au un miez de carbon și oxigen. Inițial, este inert, dar masa sa crește treptat, miezul devine mai dens și devine degenerat . Dacă masa stelei este suficient de mare, atunci are loc o detonare a carbonului în ea  - un început exploziv al arderii nucleare a carbonului . Acest fenomen este similar cu un flash de heliu , dar mai puternic și poate duce la explozia unei stele sub formă de supernovă , dar este, de asemenea, posibil ca steaua să supraviețuiască și să continue să evolueze conform scenariului supergigant [9] [15] [16 ]. ] . Astfel, cele mai masive stele din această etapă de evoluție sunt adesea considerate ca un tip de tranziție de stele între stelele mai puțin masive ale ramului gigant asimptotic și supergiganți [17] [18] .

Masa minimă inițială a unei stele, la care evoluția se desfășoară conform unui astfel de scenariu, este o funcție sensibilă a compoziției chimice. Pentru stelele cu o metalicitate apropiată de cea solară și, de asemenea, foarte săracă în metale, această valoare este de aproximativ 8 M ⊙ . Minimul funcției este atins atunci când fracția de elemente mai grea decât heliul este 0,001, caz în care masa necesară pentru detonarea carbonului este doar 4 M ⊙ [16] .

Etapa de pulsație termică

Dacă steaua are o masă mai mică decât limita de mai sus, atunci miezul său rămâne inert. Arderea heliului în sursa stratificată continuă până când tot heliul din ea se epuizează - în acest moment steaua intră în stadiul de faza AGB pulsată termic .  După aceea, învelișul este puternic comprimat și încălzit, drept urmare în ea începe sinteza heliului din hidrogen [16] .

În timpul acestui proces, heliul se acumulează din nou în jurul miezului, care se condensează treptat și se încălzește. Când masa de heliu acumulată depășește o anumită limită, care depinde de masa nucleului, începe arderea heliului: de exemplu, cu o masă a nucleului de 0,8 M ⊙ , masa limită a heliului este 10 −3 M ⊙ , iar mai mare este masa nucleului, cu atât este mai mică masa limitativă a heliului. În acest proces, se observă un feedback pozitiv : reacțiile termonucleare cresc temperatura, ceea ce, la rândul său, crește viteza reacțiilor termonucleare - are loc un flash stratificat de heliu [19] , a cărui putere poate ajunge la 10 7 -10 8 L ⊙ . Acest eveniment duce la extinderea învelișurilor exterioare și la terminarea reacțiilor în sursa stratului de hidrogen, iar apoi la extinderea sursei stratului în sine și la terminarea feedback-ului pozitiv [20] .

Procesul descris mai sus se numește pulsație termică și durează câteva sute de ani .  După aceea, are loc o fază mai lungă de ardere a heliului cu o putere constantă, iar când heliul este epuizat, acesta începe din nou să fie sintetizat din hidrogen, după care are loc următoarea pulsație termică. Pulsările pot apărea de multe ori într-o stea, iar perioada dintre ele depinde de masa miezului și scade odată cu creșterea acestuia [19] [21] .

După fiecare pulsație termică în stele, zona convectivă se extinde la o adâncime mai mare. În stelele cu o masă inițială mai mare de 1,2–1,5 M ⊙ , pătrunde suficient de adânc pentru a apărea o a treia linguriță , timp în care heliul, carbonul și elementele rezultate din procesul s sunt aduse la suprafață . Drept urmare, după un anumit număr de pulsații termice, pe suprafața stelei există mai mult carbon decât oxigen, iar steaua devine o stea de carbon [21] .

Pentru stelele mai masive de 6–7 M ⊙ , părțile cele mai adânci ale zonei convective pot avea o temperatură atât de ridicată încât în ​​ele are loc fuziunea termonucleară, ale cărei produse sunt imediat aduse la suprafață. Acest fenomen, cunoscut în literatura engleză ca ardere cu fundul fierbinte , transformă carbonul din straturile exterioare ale stelei în azot, împiedicând formarea stelelor de carbon. În plus, suprafața unor astfel de stele este foarte îmbogățită în litiu : în special, în aproape toate variabilele cu perioadă lungă , conținutul acestui element de pe suprafață este cu trei ordine de mărime mai mare decât ar fi în absența unui astfel de fenomen. [22] .

Tot în această etapă se observă cel mai puternic vânt stelar, rata pierderii de masă datorită căreia poate ajunge până la 10 −4 M ⊙ pe an. În plus, există o relație între rata pierderii de masă și perioada de variabilitate a stelelor, precum și cu viteza vântului stelar în sine [23] .

Soarele va fi în stadiul de pulsații termice doar 400 de mii de ani. Modelarea numerică a acestei etape este o sarcină dificilă, iar rezultatele sale sunt afectate de faptul că procesele de pierdere de masă de către stele nu sunt bine înțelese. Conform celui mai plauzibil scenariu, până la sfârșitul acestei etape, masa Soarelui va scădea la 0,54 M ⊙ , va supraviețui la 4 pulsații termice, raza sa va fluctua între 50–200 R ⊙ , iar luminozitatea sa va varia de la 500 până la 5000 L ⊙ . Raza maximă a Soarelui în acest caz va fi de 0,99 UA . adică , care este mai mare decât orbita modernă a lui Venus , dar din cauza pierderii de masă de către Soare, Venus se va muta până în acel moment pe o orbită mai îndepărtată și va evita absorbția de către stea. Cu toate acestea, s-a luat în considerare și un scenariu în care Soarele își pierde masa mai lent în timpul vieții - în acest caz, va supraviețui la 10 pulsații termice, va atinge o rază mai mare și planetele își vor schimba orbitele mai slabe, drept urmare Soarele va absorbi atât Venus, cât și Pământul . Mercur , în orice caz, va fi absorbit de Soare pe ramura gigant roșu [14] .

Plecare din ramura asimptotică a giganților

Numărul de pulsații termice pe care le experimentează o stea este limitat de masa învelișului de hidrogen, care scade treptat din cauza vântului stelar puternic și a arderii hidrogenului într-o sursă de strat. Când masa cochiliei este redusă la câteva miimi din masa Soarelui, sinteza heliului se oprește. Steaua părăsește ramura gigantică asimptotică, învelișurile de hidrogen și heliu încep să se micșoreze rapid. În același timp, temperatura de la suprafața stelei crește, în timp ce luminozitatea rămâne aproape constantă. Steaua și materia ejectată de ea devin nebuloase protoplanetare , iar când temperatura stelei crește la 30 mii K și materia ionizează , aceasta devine  o nebuloasă planetară [24] [25] .

Un exemplu de stea în acest stadiu este Barnard 29 din clusterul M 13 [26] . Pentru Soare, ieșirea din ramura gigantică asimptotică va dura doar 100 de mii de ani, iar luminozitatea sa în acel moment va fi de aproximativ 3500 L ⊙ . În timpul tranziției, temperatura maximă a Soarelui va fi de 120 mii K , iar raza va scădea la 0,08 R ⊙ [14] .

Evoluția ulterioară poate urma diverse scenarii. Prima, cea mai simplă și cea mai probabilă - o stea care și-a pierdut sursele de energie se va răci treptat și se va estompa, devenind o pitică albă . A doua modalitate se realizează dacă, în timpul comprimării stelei, învelișul de heliu se încălzește suficient pentru a avea loc o altă pulsație termică, finală - ca urmare, steaua se întoarce pentru scurt timp la ramura gigant asimptotică, după care se contractă din nou și se transformă într-o pitică albă. Un exemplu de astfel de stea este FG Arrows . În cele din urmă, mai există o opțiune - cu ea, carcasa de hidrogen se încălzește suficient pentru a începe arderea cu feedback pozitiv. În acest caz, ar trebui observată o explozie a unei noi stele , după care se formează o pitică albă, pe suprafața căreia hidrogenul poate fi complet absent [24] .

Istoria studiului

Ramura gigant asimptotică a fost distinsă pentru prima dată de restul giganților roșii de către Halton Arp în 1955 [27] [28] [29] . În același timp, teoria evoluției stelare a luat o formă modernă: în 1954, Allan Sandage a stabilit că stelele devin giganți roșii după ce părăsesc secvența principală . De atunci, evoluția stelelor a fost studiată în profunzime, precum și proprietățile stelelor ramului gigant asimptotic, dar unele detalii referitoare la aceste stele rămân necunoscute [30] [31] . Cele mai puțin studiate sunt cele mai masive stele ale ramului gigant asimptotic, care de la un anumit moment în timp evoluează ca supergiganți: primele lucrări dedicate unor astfel de stele au fost realizate abia în anii 1990 [17] [32] .

Note

  1. ↑ Kwok Sun. Clasificarea spectrală a  stelelor ramificate gigantice asimptotice . - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 1993. - 1 ianuarie (vol. 41). - P. 111. - ISBN 0937707600 .
  2. ↑ 1 2 3 Karttunen și colab., 2007 , p. 250.
  3. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , p. 159.
  4. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 161.
  5. ↑ 1 2 3 Samus N. N. Stele variabile . 2.3. Stele variabile cu perioadă lungă . Moștenire astronomică . Preluat la 6 martie 2021. Arhivat din original la 4 august 2020.
  6. ↑ 1 2 3 4 David Dragă. Ramura gigant asimptotica . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 6 martie 2021. Arhivat din original la 6 februarie 2021.
  7. ↑ I. Soszynski, W. A. ​​​​Dziembowski, A. Udalski, M. Kubiak, M. K. Szymanski. Experimentul lentilelor gravitaționale optice. Perioada--Relațiile de luminozitate ale stelelor variabile de gigant roșu  (engleză)  // Acta Astronomica . - Varșovia: Fundația Copernicus pentru Astronomie Poloneză, 2007. - 1 septembrie (vol. 57). - P. 201-225. — ISSN 0001-5237 . Arhivat din original pe 9 noiembrie 2017.
  8. ↑ Grupuri de stele . 6.8 Ramuri orizontale și asimptotice. Perioada de tranziție a stelelor variabile RR Lyra . Astronet . Preluat la 6 martie 2021. Arhivat din original la 3 februarie 2021.
  9. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , p. 154-159.
  10. ↑ 1 2 Karttunen și colab., 2007 , pp. 249-250.
  11. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , p. 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. Soarele nostru. III. Prezent și viitor  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1 noiembrie (vol. 418). - P. 457. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 . Arhivat din original pe 26 februarie 2008.
  15. ↑ Karttunen și colab., 2007 , pp. 250-253.
  16. ↑ 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005 , p. 189.
  17. ↑ 12 L. Siess . Evoluția stelelor AGB masive - I. Faza de ardere a carbonului (engleză)  // Astronomie și astrofizică . - Paris: EDP Sciences , 2006. - 1 martie (vol. 448 ( iss. 2 ). - P. 717-729. - ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/ 001:4-6361. 20053043. Arhivat din original la 25 aprilie 2021 .  
  18. ↑ AJT Poelarends, F. Herwig, N. Langer, A. Heger. Canalul Supernova al stelelor Super-AGB  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2008. - 1 martie (vol. 675). - P. 614-625. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/520872 . Arhivat din original pe 7 octombrie 2019.
  19. ↑ 1 2 Flash cu heliu . Enciclopedia de fizică și tehnologie . Preluat la 7 martie 2021. Arhivat din original la 8 mai 2021.
  20. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 189-190.
  21. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 189-193.
  22. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 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. Spectroscopie echelle în infraroșu apropiat a nebuloaselor protoplanetare: sondarea vântului rapid în H2  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - N. Y. : Wiley-Blackwell , 2005. - 1 iunie (vol. 360). - P. 104-118. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09018.x .
  26. ↑ Hartmut Frommert. M13 Barnard 29 . Baza de date Messier . Preluat: 8 martie 2021.
  27. ↑ HC Arp, HL Johnson. Clusterul Globular M13.  // Jurnalul astrofizic . - Bristol: IOP Publishing , 1955. - 1 iulie (vol. 122). - P. 171. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/146065 .
  28. ↑ Allan Sandage, Basil Katem, Jerome Kristian. O indicație a golurilor în ramura uriașă a clusterului globular M15  // The Astrophysical Journal Letters . - Bristol: IOP Publishing , 1968. - 1 august (vol. 153). — P. L129. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/180237 .
  29. ↑ M. Shimoda, K. Tanikawa. Despre ramurile gigant, asimptotice și orizontale ale clusterului globular M5  // Publicații ale Societății Astronomice din Japonia . - Tokyo: Societatea Astronomică a Japoniei, 1970. - Vol. 22. - P. 143. - ISSN 0004-6264 .
  30. ↑ Istoria astronomiei . Astronomie . SI Vavilov Institutul de Istorie a Științelor Naturale și Tehnologiei Academiei Ruse de Științe . Preluat la 8 martie 2021. Arhivat din original la 29 iunie 2020.
  31. ↑ Amanda I. Karakas, Maria Lugaro. Randamente stelare din modelele de ramuri gigantice asimptotice bogate în metale  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2016. - 1 iulie (vol. 825). - P. 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- și masive stele AGB - IV. Sorte finale - relație de masă inițială-finală  // Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie  . - N. Y. : Wiley-Blackwell , 2015. - 1 ianuarie (vol. 446). - P. 2599-2612. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stu2180 . Arhivat din original pe 24 august 2018.

Literatură

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  În cataloagele bibliografice