Cabang gergasi berasimptot (AGB; JawJawi: چابڠ ݢرݢاسي براسيمڤتوت) ialah kawasan rajah Hertzsprung–Russell yang dihuni oleh bintang bercahaya sejuk yang berevolusi. Ini ialah tempoh evolusi bintang yang dilakukan oleh semua bintang berjisim rendah hingga pertengahan (kira-kira 0.5 hingga 8 jisim suria) lewat dalam hidup mereka.
Melalui pemerhatian, bintang bercabang gergasi berasimptot akan muncul sebagai gergasi merah terang dengan kilauan berjulat sehingga beribu-ribu kali lebih tinggi daripada Matahari. Struktur dalamannya dicirikan oleh teras pusat dan sebahagian besarnya lengai bagi karbon dan oksigen, cangkerang yang helium sedang menjalani pelakuran untuk membentuk karbon (dikenali sebagai pembakaran helium), cangkerang lain yang hidrogen sedang menjalani pelakuran membentuk helium (dikenali sebagai pembakaran hidrogen), dan sampul yang sangat besar daripada bahan komposisi yang serupa dengan bintang jujukan utama (kecuali dalam kes bintang karbon).[1]
Evolusi bintang
Apabila bintang menghabiskan bekalan hidrogen melalui proses pelakuran nuklear dalam terasnya, teras akan menguncup dan suhunya meningkat, menyebabkan lapisan luar bintang mengembang dan menyejuk. Bintang itu menjadi gergasi merah, mengikut trek ke arah sudut kanan atas rajah HR.[2] Akhirnya, apabila suhu dalam teras telah mencapai lebih kurang 3×108 K, pembakaran helium (pelakuran nukleus helium) bermula. Permulaan pembakaran helium dalam teras menghentikan penyejukan dan peningkatan kilauan bintang, dan bintang sebaliknya bergerak ke bawah dan ke kiri dalam rajah HR. Ini ialah cabang mengufuk (untuk bintang populasi II) atau gelung biru untuk bintang yang lebih besar daripada kira-kira 2.3 M☉.[3]
Selepas selesai pembakaran helium dalam teras, bintang sekali lagi bergerak ke bahagian kanan dan ke bahagian atas rajah, menyejukkan dan mengembang apabila kilauannya meningkat. Laluannya hampir sejajar dengan trek gergasi merah sebelumnya, oleh itu dinamakan cabang gergasi berasimptot, walaupun bintang itu akan menjadi lebih berkilau pada AGB berbanding di hujung cabang gergasi merah. Bintang pada peringkat evolusi bintang ini dikenali sebagai bintang AGB.[3]
Peringkat AGB
Fasa AGB dibahagikan kepada dua bahagian, AGB awal (E-AGB) dan AGB berdenyut haba (TP-AGB). Semasa fasa E-AGB, sumber tenaga utama ialah gabungan helium dalam cangkerang di sekeliling teras yang kebanyakannya terdiri daripada karbon dan oksigen. Semasa fasa ini, bintang membengkak sehingga bahagian gergasi untuk menjadi gergasi merah semula. Jejari bintang boleh menjadi sebesar satu unit astronomi (~215 R☉).[3]
Selepas cangkeranghelium kehabisan bahan api, TP-AGB dimulakan. Kini bintang itu memperoleh tenaganya daripada gabungan hidrogen dalam cangkerang nipis, yang mengehadkan cangkerang helium dalam kepada lapisan yang sangat nipis dan menghalangnya bercantum secara stabil. Walau bagaimanapun, dalam tempoh 10,000 hingga 100,000 tahun, helium daripada pembakaran cangkerang hidrogen terkumpul dan akhirnya cangkerang helium menyala secara meletup, satu proses yang dikenali sebagai kilat cangkerang helium. Kuasa denyar cangkerang memuncak pada beribu-ribu kali kilauan bintang yang diperhatikan, tetapi berkurangan secara eksponen dalam tempoh beberapa tahun sahaja. Kilauan cangkerang menyebabkan bintang mengembang dan menyejuk yang mematikan pembakaran cangkerang hidrogen dan menyebabkan perolakan kuat di zon antara dua cangkerang.[3] Apabila pembakaran cangkerang helium menghampiri pangkal cangkerang hidrogen, suhu yang meningkat menghidupkan semula pelakuran hidrogen dan kitaran bermula semula. Peningkatan kilauan yang besar tetapi singkat daripada kilatan cangkerang helium menghasilkan peningkatan dalam kecerahan yang boleh dilihat bintang beberapa persepuluh magnitud selama beberapa ratus tahun. Perubahan ini tidak berkaitan dengan variasi kecerahan pada tempoh puluhan hingga ratusan hari yang biasa berlaku pada jenis bintang ini.[4]
Semasa denyutan haba, yang bertahan hanya beberapa ratus tahun, bahan dari kawasan teras boleh dicampur ke dalam lapisan luar, mengubah komposisi permukaan, dalam proses yang disebut sebagai pengorekan. Disebabkan pengorekan ini, bintang AGB mungkin menunjukkan unsur-unsur proses S dalam spektrumnya dan pengorekan yang kuat boleh menyebabkan pembentukan bintang karbon. Semua pengorekan berikutan denyutan haba dirujuk sebagai pengorekan ketiga, selepas pengorekan pertama, yang berlaku pada cabang gergasi merah, dan pengorekan kedua, yang berlaku semasa E-AGB. Dalam sesetengah kes, mungkin tiada pengorekan kedua tetapi pengorekan berikutan denyutan haba masih akan dipanggil pengorekan ketiga. Denyutan terma meningkat dengan cepat dalam kekuatan selepas beberapa yang pertama, jadi pengorekan ketiga secara amnya adalah yang paling dalam dan berkemungkinan besar untuk mengedarkan bahan teras ke permukaan.[5][6]
Bintang AGB biasanya pembolehubah jangka masa panjang, dan mengalami kehilangan jisim dalam bentuk angin bintang. Untuk bintang AGB jenis M, angin bintang paling cekap didorong oleh butiran bersaiz mikron.[7] Denyutan terma menghasilkan tempoh kehilangan jisim yang lebih tinggi dan boleh mengakibatkan cangkerang bahan circumstellar tertanggal. Bintang mungkin kehilangan 50 hingga 70% jisimnya semasa fasa AGB.[8] Kadar kehilangan jisim biasanya berkisar antara 10−8 hingga 10−5 M⊙ tahun−1, malah boleh mencapai setinggi 10−4 M⊙ tahun−1.[9]
Sampul surat bulat bintang AGB
Kehilangan jisim bintang AGB yang meluas bermakna ia dikelilingi oleh sampul sirkumnajam lanjutan (CSE). Diberi purata seumur hidup AGB sebanyak satu Myr dan halaju luar 10 km/s, jejari maksimumnya boleh dianggarkan kira-kira 3×1014 km (30 tahun cahaya). Ini adalah nilai maksimum kerana bahan angin akan mula bercampur dengan medium antara bintang pada jejari yang sangat besar, dan ia juga mengandaikan bahawa tiada perbezaan halaju antara bintang dan gas antara bintang.
Sampul surat ini mempunyai kimia yang dinamik dan menarik, yang kebanyakannya sukar untuk dihasilkan semula dalam persekitaran makmal kerana ketumpatan rendah yang terlibat. Sifat tindak balas kimia dalam sampul berubah apabila bahan bergerak menjauhi bintang, mengembang dan menyejuk. Berhampiran bintang ketumpatan sampul surat cukup tinggi sehingga tindak balas menghampiri keseimbangan termodinamik. Apabila bahan melepasi kira-kira 5 ketumpatan jatuh ke titik di mana kinetik, bukannya termodinamik, menjadi ciri dominan. Beberapa tindak balas yang menggalakkan secara bertenaga tidak lagi boleh berlaku dalam gas, kerana mekanisme tindak balas memerlukan jasad ketiga untuk mengeluarkan tenaga yang dibebaskan apabila ikatan kimia terbentuk. Di rantau ini banyak tindak balas yang berlaku melibatkan radikal seperti OH (dalam sampul kaya oksigen) atau CN (dalam sampul mengelilingi bintang karbon). Di kawasan paling luar sampul surat, melebihi kira-kira 5×1011 km, ketumpatan menurun ke tahap di mana habuk tidak lagi melindungi sepenuhnya sampul surat daripada sinaran UV antara bintang dan gas menjadi sebahagian terion. Ion-ion ini kemudian mengambil bahagian dalam tindak balas dengan atom dan molekul neutral. Akhirnya apabila sampul itu bergabung dengan medium antara bintang, kebanyakan molekul dimusnahkan oleh sinaran UV.[10][11]
Suhu CSE ditentukan oleh sifat pemanasan dan penyejukan gas dan habuk, tetapi jatuh dengan jarak jejari dari fotosfera bintang iaitu 2000 – 3000 K. Keganjilan kimia AGB CSE ke luar termasuk:[12]
- Fotosfera: Kimia keseimbangan termodinamik tempatan
- Sampul bintang berdenyut: Kimia kejutan
- Zon pembentukan habuk
- Senyap secara kimia
- Sinaran ultraungu antara bintang dan pemisahan foto molekul - kimia kompleks
Dikotomi antara bintang kaya oksigen dan kaya karbon mempunyai peranan awal dalam menentukan sama ada kondensat pertama adalah oksida atau karbida, kerana yang paling sedikit daripada kedua-dua unsur ini berkemungkinan kekal dalam fasa gas sebagai COx.
Dalam zon pembentukan habuk, unsur dan sebatian refraktori (Fe, Si, MgO, dsb.) dikeluarkan daripada fasa gas dan berakhir dalam butiran debu. Debu yang baru terbentuk akan segera membantu dalam tindak balas pemangkin permukaan. Angin bintang dari bintang AGB adalah tapak pembentukan debu kosmik, dan dipercayai sebagai tapak pengeluaran utama debu di alam semesta.[13]
Angin bintang bintang AGB (pembolehubah Mira dan bintang OH/IR) juga sering menjadi tapak pancaran maser. Molekul yang menyumbang untuk ini ialah SiO, H2O, OH, HCN, dan SiS.[14][15][16][17][18] Maser SiO, H2O, dan OH biasanya ditemui dalam bintang AGB jenis M yang kaya dengan oksigen seperti R Cassiopeiae dan U Orionis,[19] manakala maser HCN dan SiS biasanya ditemui dalam bintang karbon seperti IRC +10216. Bintang jenis S dengan maser adalah jarang berlaku.[19]
Selepas bintang-bintang ini kehilangan hampir semua sampulnya, dan hanya kawasan teras yang tinggal, mereka berkembang lebih jauh menjadi nebula protoplanet yang berumur pendek. Nasib akhir sampul surat AGB diwakili oleh nebula planet (PNe).[20]
Denyutan haba lewat
Sebanyak satu perempat daripada semua bintang pasca AGB menjalani apa yang digelar episod "dilahirkan semula". Teras karbon-oksigen kini dikelilingi oleh helium dengan cangkerang luar hidrogen. Jika helium dinyalakan semula, denyutan haba berlaku dan bintang itu kembali dengan cepat ke AGB, menjadi objek bintang kekurangan hidrogen yang terbakar helium.[21] Jika bintang masih mempunyai cangkerang pembakaran hidrogen apabila denyutan haba ini berlaku, ia dipanggil "denyutan terma lewat". Jika tidak, ia dipanggil "denyutan haba yang sangat lewat".[22]
Suasana luar bintang yang dilahirkan semula menghasilkan angin bintang dan bintang itu sekali lagi mengikuti jejak evolusi merentasi rajah Hertzsprung–Russell. Walau bagaimanapun, fasa ini sangat singkat, hanya bertahan kira-kira 200 tahun sebelum bintang itu kembali menuju ke peringkat kerdil putih. Dari pemerhatian, fasa nadi terma lewat ini kelihatan hampir sama dengan bintang Wolf-Rayet di tengah-tengah nebula planetnya sendiri.[21]
Bintang seperti Objek Sakurai dan FG Sagittae sedang diperhatikan memandangkan ia sedang berkembang pesat melalui fasa ini.
Pemetaan medan magnet bulatan bintang AGB berdenyut terma (TP-AGB) baru-baru ini telah dilaporkan[23] menggunakan apa yang dipanggil kesan Goldreich-Kylafis.
Bintang Super-AGB
Bintang yang hampir dengan had jisim atas masih layak kerana bintang AGB menunjukkan beberapa sifat pelik dan telah digelar bintang super-AGB. Mereka mempunyai jisim melebihi 7 M☉ dan sehingga 9 atau 10 M☉ (atau lebih[24]). Mereka mewakili peralihan kepada bintang supergergasi yang lebih besar yang menjalani gabungan penuh unsur-unsur yang lebih berat daripada helium. Semasa proses triple-alpha, beberapa unsur yang lebih berat daripada karbon juga dihasilkan: kebanyakannya oksigen, tetapi juga beberapa unsur magnesium, neon, dan juga lebih berat. Bintang Super-AGB membangunkan teras karbon-oksigen yang merosot sebahagiannya yang cukup besar untuk menyalakan karbon dalam denyar yang serupa dengan denyar helium sebelumnya. Pengorekan kedua adalah sangat kuat dalam julat jisim ini dan yang mengekalkan saiz teras di bawah paras yang diperlukan untuk pembakaran neon seperti yang berlaku dalam supergergasi berjisim lebih tinggi. Saiz denyutan haba dan pengorekan ketiga dikurangkan berbanding bintang berjisim lebih rendah, manakala kekerapan denyutan haba meningkat secara mendadak. Sesetengah bintang super-AGB mungkin meletup sebagai supernova penangkapan elektron, tetapi kebanyakannya akan berakhir sebagai kerdil putih neon-oksigen.[25] Memandangkan bintang-bintang ini lebih biasa daripada supergergasi berjisim lebih tinggi, mereka boleh membentuk sebahagian besar bahagian supernova yang diperhatikan. Mengesan contoh supernova ini akan memberikan pengesahan berharga bagi model yang sangat bergantung pada andaian.
Lihat juga
Rujukan
- ^ Lattanzio, J.; Forestini, M. (1999). "Nucleosynthesis in AGB Stars". In Le Bertre, T.; Lebre, A.; Waelkens, C.. IAU Symposium 191. m/s. 31. ISBN 978-1-886733-90-9.
- ^ Iben, I. (1967). "Stellar Evolution.VI. Evolution from the Main Sequence to the Red-Giant Branch for Stars of Mass 1 M☉, 1.25 M☉, and 1.5 M☉". The Astrophysical Journal. 147: 624. Bibcode:1967ApJ...147..624I. doi:10.1086/149040.
- ^ a b c d Vassiliadis, E.; Wood, P. R. (1993). "Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss". The Astrophysical Journal. 413 (2): 641. Bibcode:1993ApJ...413..641V. doi:10.1086/173033.
- ^
Marigo, P. (2008). "Evolution of asymptotic giant branch stars. II. Optical to far-infrared isochrones with improved TP-AGB models". Astronomy and Astrophysics. 482 (3): 883–905. arXiv:0711.4922. Bibcode:2008A&A...482..883M. doi:10.1051/0004-6361:20078467. Unknown parameter
|displayauthors=ignored (bantuan) - ^
Gallino, R. (1998). "Evolution and Nucleosynthesis in Low‐Mass Asymptotic Giant Branch Stars. II. Neutron Capture and thes‐Process". The Astrophysical Journal. 497 (1): 388–403. Bibcode:1998ApJ...497..388G. doi:10.1086/305437. Unknown parameter
|displayauthors=ignored (bantuan) - ^ Mowlavi, N. (1999). "On the third dredge-up phenomenon in asymptotic giant branch stars". Astronomy and Astrophysics. 344: 617. arXiv:astro-ph/9903473. Bibcode:1999A&A...344..617M.
- ^ Höfner, S. (2008-11-01). "Winds of M-type AGB stars driven by micron-sized grains". Astronomy & Astrophysics (dalam bahasa Inggeris). 491 (2): L1–L4. Bibcode:2008A&A...491L...1H. doi:10.1051/0004-6361:200810641. ISSN 0004-6361.
- ^ Wood, P. R.; Olivier, E. A.; Kawaler, S. D. (2004). "Long Secondary Periods in Pulsating Asymptotic Giant Branch Stars: An Investigation of Their Origin". The Astrophysical Journal. 604 (2): 800. Bibcode:2004ApJ...604..800W. doi:10.1086/382123.
- ^ Höfner, Susanne; Olofsson, Hans (2018-01-09). "Mass loss of stars on the asymptotic giant branch". The Astronomy and Astrophysics Review (dalam bahasa Inggeris). 26 (1): 1. doi:10.1007/s00159-017-0106-5. ISSN 1432-0754.
- ^ Omont, A. (1984). Mass Loss from Red Giants (Morris & Zuckerman Eds). Springer. m/s. 269. ISBN 978-94-009-5428-1. Dicapai pada 21 November 2020.
- ^ Habing, H. J. (1996). "Circumstellar envelopes and Asymptotic Giant Branch stars". The Astronomy and Astrophysics Review. 7 (2): 97–207. Bibcode:1996A&ARv...7...97H. doi:10.1007/PL00013287.
- ^ Klochkova, V. G. (2014). "Circumstellar envelope manifestations in the optical spectra of evolved stars". Astrophysical Bulletin. 69 (3): 279–295. arXiv:1408.0599. Bibcode:2014AstBu..69..279K. doi:10.1134/S1990341314030031.
- ^ Sugerman, Ben E. K.; Ercolano, Barbara; Barlow, M. J.; Tielens, A. G. G. M.; Clayton, Geoffrey C.; Zijlstra, Albert A.; Meixner, Margaret; Speck, Angela; Gledhill, Tim M. (2006). "Massive-Star Supernovae as Major Dust Factories". Science. 313 (5784): 196–200. arXiv:astro-ph/0606132. Bibcode:2006Sci...313..196S. doi:10.1126/science.1128131. PMID 16763110.
- ^ Deacon, R. M.; Chapman, J. M.; Green, A. J.; Sevenster, M. N. (2007). "H2O Maser Observations of Candidate Post‐AGB Stars and Discovery of Three High‐Velocity Water Sources". The Astrophysical Journal. 658 (2): 1096. arXiv:astro-ph/0702086. Bibcode:2007ApJ...658.1096D. doi:10.1086/511383.
- ^ Humphreys, E. M. L. (2007). "Submillimeter and millimeter masers". Astrophysical Masers and Their Environments, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium. 242 (1): 471–480. arXiv:0705.4456. Bibcode:2007IAUS..242..471H. doi:10.1017/S1743921307013622.
- ^ Fonfría Expósito, J. P.; Agúndez, M.; Tercero, B.; Pardo, J. R.; Cernicharo, J. (2006). "High-J v=0 SiS maser emission in IRC+10216: A new case of infrared overlaps". The Astrophysical Journal. 646 (1): L127. arXiv:0710.1836. Bibcode:2006ApJ...646L.127F. doi:10.1086/507104.
- ^ Schilke, P.; Mehringer, D. M.; Menten, K. M. (2000). "A submillimeter HCN laser in IRC+10216". The Astrophysical Journal. 528 (1): L37–L40. arXiv:astro-ph/9911377. Bibcode:2000ApJ...528L..37S. doi:10.1086/312416. PMID 10587490.
- ^ Schilke, P.; Menten, K. M. (2003). "Detection of a second, strong submillimeter HCN laser line towards carbon stars". The Astrophysical Journal. 583 (1): 446. Bibcode:2003ApJ...583..446S. doi:10.1086/345099.
- ^ a b Engels, D. (1979). "Catalogue of late-type stars with OH, H2O or SiO maser emission". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 36: 337. Bibcode:1979A&AS...36..337E.
- ^ Werner, K.; Herwig, F. (2006). "The Elemental Abundances in Bare Planetary Nebula Central Stars and the Shell Burning in AGB Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 118 (840): 183–204. arXiv:astro-ph/0512320. Bibcode:2006PASP..118..183W. doi:10.1086/500443.
- ^ a b Aerts, C.; Christensen-Dalsgaard, J.; Kurtz, D. W. (2010). Asteroseismology. Springer. m/s. 37–38. ISBN 978-1-4020-5178-4.
- ^ Duerbeck, H. W. (2002). "The final helium flash object V4334 Sgr (Sakurai's Object) - an overview". 256. m/s. 237–248.
- ^ Huang, K.-Y.; Kemball, A. J.; Vlemmings, W. H. T.; Lai, S.-P.; Yang, L.; Agudo, I. (July 2020). "Mapping circumstellar magnetic fields of late-type evolved stars with the Goldreich-Kylafis effect: CARMA observations at $\lambda 1.3$ mm of R Crt and R Leo". The Astrophysical Journal (dalam bahasa Inggeris). 899 (2): 152. arXiv:2007.00215. Bibcode:2020ApJ...899..152H. doi:10.3847/1538-4357/aba122.
- ^ Siess, L. (2006). "Evolution of massive AGB stars". Astronomy and Astrophysics. 448 (2): 717–729. Bibcode:2006A&A...448..717S. doi:10.1051/0004-6361:20053043.
- ^ Eldridge, J. J.; Tout, C. A. (2004). "Exploring the divisions and overlap between AGB and super-AGB stars and supernovae". Memorie della Società Astronomica Italiana. 75: 694. arXiv:astro-ph/0409583. Bibcode:2004MmSAI..75..694E.
Bacaan lanjut
- Doherty, Carolyn L.; Gil-Pons, Pilar; Siess, Lionel; Lattanzio, John C.; Lau, Herbert HB (2015-01-21). " Bintang AGB yang hebat dan besar – IV. Nasib akhir – hubungan jisim awal ke akhir ". Notis Bulanan Persatuan Astronomi Diraja. 446 (3): 2599–2612. doi: 10.1093/mnras/stu2180. ISSN 1365-2966.
