Wikipedia

Zvijezda asimptotskog divovskog ogranka

Zvijezda divovskog ogranak ili AGB zvijezda (en. asymptotic giant branch) je razvijena zvijezda s 0,6 -10 Sunčevh masa koja je u kasnoj fazi evolucije. U jezgri AGB zvijezde odvija se gorenje vodika i helija, dok je ljuska od ugljika i kisika koji nastaju tokom trostrukog alfa procesa. AGB zvijezde imaju karakteristikue crvenih divova uz jako gubljenje mase, Sunčev vjetar te promjenljiv sjaj.[1]

Evolucija uredi

AGB fazu prolaze zvijezde srednje mase, mada je granica određena metalicitetom. Kod glavnog niza u Hertzsprung-Russellovom dijagramu (HRD) energija potječe od gorenja vodika u jezgru. Kada vodik potpuno fuzionira u helij, gorenje prelazi na ljusku oko jezgre. Kod daljeg gorenja vodika zvijezda se postepeno hladi, širi se da bi napokon postala crveni div čime se penje u Hertzsprung-Russellovom dijagramu.

U slučaju veoma masivnih zvijezda dolazi do porasta temperature i gustine u jezgri, što omogućava gorenje helija. Da bi se održala hydrostatična ravnoteža zvijezda u Hertzsprung-Russell dijagramu veću temperaturu i a slabiju sjajnost. Nakon što se helij u jezgri iscrpi, počinje gorenje helija ljuske. Sjaj zvijezde raste dok je na površini temperatura niža. U HRD-u AGB-zvijezda se razvija u ogranak divovskih zvijezda, odakle je i naziv (en. Asympthotic Red Branch).[2]

Za razliku od rane AGB faze kod termo-pulsirajuće faze (en. TP-AGB) prestaje gorenje helija. Svakih 10,000 do 100.000 godina dolazi do helijskog bljeska čime se pali helij. Termalni puls dovodi do gašenja vodika u vanjskoj ljuski te mješanja atmosfere crvenog diva sa elementima iz s-procesa .U periodu od nekoliko hiljada godina dolazi do ekspanzije AGB zvijezde.[3]

Crveni divovi u divovskom ogranku dijele se na tri spektralne klase:

  • M klasa gdje dominiraju linije titanija oksida
  • C klasa, gdje dominiraju Swan-linije C2 . Ove zvijezde se zovu i ugljične zvijezde .
  • S klasa gdje dominiraju linije cirkonija

Spektralne razlike su određene odnosom ugljika i kisika. Veliki afinitet ova dva elementa dovodi do ugljen-monoksida , čije linije nisu u vidljivom spektru. U slučaju da je količina ugljika veća dolazi do Swan-linija ugljičnih zvijezda. Ukoliko je odnos C/O < 1 povezuje se kisik, koji nije sastavu ugljen-monoksida, s titanijom čime nastaje titanij-oksid. Ako je C/O = 1 dolazi do formiranja linija cirkonij-oksida s-tip-zvijezda.[4]

Crveni divovi na asimptotskom divovskom ogranku imaju spektralne linije litija i tehnecija. Oba izotopa nastaju nakon nukleosinteze. Vrijeme poluraspada traje kod tehnecija 200.000 godina, dok se litij uništava već na nižim temperaturama. Prisustvo ovih izotopa uz visoku koncentraciju ugljika su indicije postojanja tzv. faze odbacivanja (en. dredge-up). Kod helijskog bljeska, koji slijedi, transport energije se odvija konvekcijom sve do zone gorenja helija čime se elementi, koji su nastali tokom s-procesa, prenose na površinu.[5]

Promjenljivost sjaja uredi

Kod AGB zvijezda karakteristična je promjenu sjaja.[6] U početnu maksimum sjaja je ostaje nizak uz nepravilnu promjenu. Tradicionalna klasifikacija razvoja AGB zvijezda počinje sporim nepravilnim, polu-pravilnim, Mira te OH/IR zvijezdama. Kod prve dvije grupe zapaženi su alikvotni tonovi, dok su Mira i O/IR zvijezde imaju uglavnom osnovne frekvencije. Razvojem AGB-a raste prečnik i perioda crvenog diva. AGB zvijezda se posredstvom termičnog pulsiranja tokom gorenja helija, brzo širi (ekspanzija) i skuplja (kontrakcija). Promjene prečnika se odražavaju na periodu sjaja. Mira zvijezde poput: R Aql, T UMi, R Hya, BH Cru i W Dra smatraju se kandidatima za rani termalni puls.[7] Ova hipoteza je sporna budući da ne postoji korelacija između promjene periode sjaja i pojave sekundarnog termičnog pulsa te porasta litija i tehnecija.[8]

Tzv. kapa-mehanizam, isti kao i u slučaju Cefeida, je odgovoran za oscilacije u atmosferi. Energija zračenja se pohranjuje privremeno i zoni ionizacije, kod pulsirajućih promjenljivih ovdje se odvija gorenje helija. Pohranjena energija prodire kroz atmosferu crvenog diva u obliku udarnih talasa koji ubrzavaju jedan dio gasa izvan dometa gravitacionog polja.[9]

Oko 30% svih pulsara pokazuju modulacije tokom promjene pulsa, koja se naziva duga sekundarna perioda. Ovakva modulacija je različita od ciklusa do ciklusa u dužini od 250-1400 dana. Odnos sekundarne i primarne periode pulsiranja iznosi 8 do 10. Kao uzrok se smatra postojanje dvostrukih pomračenih zvijezda. Vjerovatno se radi o minimumu duge sekundarne periode tokom absorbiranja zračenja u interstelarnim oblacima, koji se kroz zvjezdani vjetar transportuju u cirkumstelarnu putanju crvenog diva.[10][11]


Moguća je i elipsoidna promjena sjaja zbog distorzije oblika crvenog diva. Distorzija je prouzrokovana sekundarnom zvijezdom u dvostrukom sistemu. Ovo se može detektovati promjenom radijalne brzine i promjenom sjaja. Amplituda može iznositi i do 0,3 mag dok perioda traje 50 do 1000 dana.[12][13]

Gubitak mase uredi

Pulsiranje talasa u unutrašnjosti crvenog diva prenosi materiju u vanjski sloj atmosfere koja, putem kondenzacije, pretežno prelazi u karbide. Karbidi se spajaju u makroskopske čestice prašine koje se, pod pritiskom zračenja, ubrzavaju na oko 10 km/s. Sudarima se razbijaju na atomarne čestice koje u periodu od 1 milion godina formiraju zonu prečnika 10 svjetlosnih godina. Najveći gubitak mase imaju OH/IR zvijezde, tačnije pri kraju AGB faze, sa godišnjom stopom gubitka od 10-4 Sunčevih masa . AGB zvijezde imaju gust omotač koji ih zatamnjuje te se uočiti mogu preko infracrvenog spektra. Kod već razvijenih AGB zvijezda kao OH/IR ili Mira postoje uslovi za nastanak prirodnog izvora mikrotalasa tzv. masera (eng. Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation). Njihovo zračenje nije toplotno već nastaje iz vode, hidro-, i silicijoksida na temperaturi iznad 106 K. Energetski nivo ovisi o absorpciji infracrvenog zračenja vruće prašine. Zahvaljujući maserskom zračenju moguća je interferometrijska pretraga cirkumstelarne okoline crvenog diva. Moguća rezolucija iznosi nekoliko ugaonih mikrosekundi. Moguće je, mjerenjem ugla zračenja, izračunati udaljenost crvenog diva.[14]

AGB zvijezde su još prije nova i supernova osnovni izvor srednje teških i teških elemenata u Svemiru. Zbog toga je u daljoj evoluciji raste i metalicitet zvijezda. Gubitak mase okončava AGB fazu nakon što, od debelog vanjskog sloja atmosfere, ostane samo tanki omotač od vodika. [15][16]

Post-AGB evolucija uredi

Nakon što je atmosfera zvijezde svedena na nekoliko procenata Sunčeve mase, ona napušta AGB fazu. Njen prečnik se smanjuje i u HRD-u se pomjera na lijevo gdje vladaju veće temperature. Period razvoja ovisi o masi jezgra i obično traje 104 do 105 godina. AGB-postzvijezda je div, a može biti i naddiv, spektralne klase B do K uz jako infracrveno zračenje. Izbijanje infracrvenog zračenja nastaje apsorpcijom i reemitovanjem zračenja u crukumstelarnom omotaču, koji je nastao gubitkom mase. U HR-dijagramu ove zvijezde se ukrštaju s nestabilnim pojasem, dok se kreću prema većim temperaturama, i evoluiraju u žute divove. Neki autori ubrajaju 89, UU Herculis i RV Tauri zvijezde u polupravilne promljenljive.[17][18][19] Povećanje temperature se ubrzava pritiskom zračenja koji dovodi do gubirka mase, čime se oslobađaju elementi nastali tokom s-procesa.[20][21]

 
Dvostruka planetarna maglina (M2-9)

AGB-postzvijezde se razvijaju u planetarnu maglinu, mada se to ne događa kod svih. Planetarna maglina je u stvari emisijska, prečnika oko 1 svjetlosne godina, kod koje se tokom AGB faze materijom jezgra na temperaturi od 100.000 K inducira zračenje. Samo one AGB-postzvijezde koje se dovoljno teške, jer su potrebne visoke temperature prije odbacivanja omotača, mogu odbaciti atmosferu putem zračenja. Alternativni scenario se odigrava kod dvostrukih zvijezda gdje se, posredstvom faze zajedničkog omotača (eng., Comon-Envelope-Phase, CE-Phase), vanjska atmosfera crvenog diva udaljava. Ovaj scenario i objašnjava dosta zapaženu bipolarnu strukturu planetarnih maglina. [22]

Pojedine AGB-postzvijezde pokazuju, u infracrvenom spektru, prisustvo vruće prašine. Boja temperature prašine ovisi o blizini jezgre, dok se energetski nivo uočava prstenastim omotačem koji sadrži silikate obogaćene kisikom. U ovom slučaju dvostruke zvijezde imaju ekcentričnu putanju, ovo je inače neuobičajeno ukoliko su prošle kroz CE-fazu. Međusobno trenje atmosfera dvostrukih zvijezda bi trebalo, u stvari, dovesti do cirkularne putanje. Prstenovi prašine su vjerovanto nastali iz ostataka zajednisčkog omotača, koji se nisu mogli ubrzati drugom kosmičkom brzinom. Ekcentricitet bi mogao nastati interakcijom dvostruke zvijezde i prstena prašine, prilikom čega se oslobađa energija u prstenu a što se odražava i na putanju.[23]

Kasni termalni puls uredi

U ovoj fazi razvoja masa zvijezde iznosi nekoliko procenata Sunčeve mase što dovodi do eksplozije i gorenja litija. Prečnik raste na veličinu crvenog diva, temperatura pada na oko 3000 K .U HR-dijagramu zvijezda se pomiče od planetarne magline do crvenog divovskog ogranka. Ovakav razvoj se naziva i preporođenje zvijezde.[24] Pored toga što se razvija u crvenog diva raste količina ugljika i drugih elemenata iz s-procesa kao posljedica helijskog bljeska. U ovom stadiju nalaze se promjenjive zvijezde: V605 Aquilae, FG Sagittarii und V4334 Sagittarii (tzv. Sakurais objekat). One se u periodu od nekoliko godina ili decenija u HR dijagramu pomiču od plavih do crvenih divova. Visoka količina ugljika je karakteristična kod R Coronae Borealis zvijezda. Zvijezda koja u atmosferi sadrže nešto malo vodika naziva se Wolf-Rayetova zvijezda. One čine oko 10% svih matičnih zvijezda planetarnih maglina, imaju spektralni tipa WN i WC, smatraju se nasljednicima preporođenih zvijezda.[25]

Difuziono-indukovana nova uredi

Kod kasnog termičnog impulsa moguće je ponovno gorenje helija ako prethodi helijski bljesak. Kod AGB postfaze paljenje vodika je moguće nakon okončanog CNO-ciklusa. Hlađenje AGB-postzvijezde, koja evoluira u bijelog patuljka, dovodi do razdvajanja lakih elemenata. Putem gravitacije nastaje atmosfera koja u vanjskom sloju sadrži dosta vodika, u srednjem sloju helija, a u donjem sloju su elementi koji nastaju CNO-ciklusom (ugljik, dušik i kisik). Difuziono-indukovana nova pojavljuje se ukoliko kasni termalni impuls smanji debeli omotač helija i tokom hlađenja bijelog patuljka se vodik (putem konvekcije) prenese u vanjski sloj atmosphere gdje se pomiješa sa CNO elementima. Zbog visoke gustine moguće su visoke temperature koje dovode do ponovnog paljenja vodika te formiranja crvenih divova. Simulacije su pokazale u HRD-u da je u toku jedne decenije moguća evolucija bijelog patuljka u žutog naddiva. Nova koja nastaje na ovaj način razlikuje se jer nema planetarnih maglina i to što se izbacuje vodik. Nova CK Vulpeculae se smatra mogućim kandidatom.[26]


Reference uredi

  1. ^ Weigert, Alfred; Wendker, Heinrich J.; Wisotzki, Lutz (2012-11-09). Astronomie und Astrophysik: Ein Grundkurs (jezik: njemački). John Wiley & Sons. ISBN 978-3-527-67095-6.
  2. ^ A. Unsöld, B. Baschek: Der neue Kosmos: Einführung in die Astronomie und Astrophysik. 7. überarbeitete und erweiterte Auflage.
  3. ^ H. Scheffler, H. Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne. 2. überarbeitete und erweiterte Auflage.
  4. ^ Kaler, James B. (1994). Sterne und ihre Spektren: astronomische Signale aus Licht. Heidelberg ; Berlin ; Oxford: Spektrum, Akad. Verl. ISBN 978-3-86025-089-1.
  5. ^ H. J. Habing, H. Olofsson: Asymptotic Giant Branch Stars. 1.
  6. ^ Veränderliche Sterne (jezik: engleski).
  7. ^ K. Szatmáry, L. L. Kiss, Zs. Bebesi: The He-shell flash in action: T Ursae Minoris revisited.
  8. ^ Uttenthaler, S.; Stiphout, K. Van; Voet, K.; Winckel, H. Van; Eck, S. Van; Jorissen, A.; Kerschbaum, F.; Raskin, G.; Prins, S. (2011-07-01). "The evolutionary state of Miras with changing pulsation periods". Astronomy & Astrophysics (jezik: engleski). 531: A88. doi:10.1051/0004-6361/201116463. ISSN 0004-6361.
  9. ^ John R. Percy: Understanding Variable Stars.
  10. ^ C. P. Nicholls, P. R. Wood, M.-R. L. Cioni, I. Soszyńsk: Long Secondary Periods in variable red giants.
  11. ^ P. R. Wood, C. P. Nicholl: EVIDENCE FOR MASS EJECTION ASSOCIATED WITH LONG SECONDARY PERIODS IN RED GIANTS.
  12. ^ C. P. Nicholls, P. R. Wood: Eccentric Ellipsoidal Red Giant Binaries in the LMC: Complete Orbital Solutions and Comments on Interaction at Periastron.
  13. ^ C. P. Nicholls, P. R. Wood, M.-R. L. Cioni: Ellipsoidal Variability and the Difference between Sequence D and E Red Giants.
  14. ^ Hiroshi Imai u. a.: Pilot VLBI Survey of SiO v =3 J = 1!0 Maser Emission around Evolved Stars.
  15. ^ W. Nowotny, B. Aringer, S. Höfner, M. T. Lederer: Synthetic photometry for carbon-rich giants II.
  16. ^ T. Lebzelter, P. R. Wood: Long period variables and mass loss in the globular clusters NGC 362 and NGC 2808.
  17. ^ E. Zsoldos: Post-V487 Cassiopeiae (HD 6474): a UU Herculis variable in the galactic plane?
  18. ^ Valentina Klochkova, Vladimir Panchuk: High–latitude supergiants: anomalies in the spectrum of LNHya in 2010.
  19. ^ Lee Anne Willson, Matthew Templeton: Miras, RV Tauri Stars, and the Formation of Planetary Nebulae.
  20. ^ Hans Van Winckel: Post-AGB Stars.
  21. ^ H. Van Winkel: Why Galaxies Care about Post-AGB stars.
  22. ^ Sun Kwok: The Origin and Evolution of Planetary Nebulae.
  23. ^ Tyl Dermine, Robert G. Izzard, Alain Jorissen, and Hans Van Winckel: Post-AGB Stars with Circumbinary Discs.
  24. ^ Herbert H. B. Lau, Orsola De Marco, X. W. Liu: V605 Aquilae: a born again star, a nova or both?
  25. ^ M. Asplund, D. L. Lambert, T. Kipper, D. Pollacco, M. D. Shetrone: The rapid evolution of the born-again giant Sakurai's object.
  26. ^ Bertolami, Marcelo M. Miller; Althaus, Leandro G.; Olano, Carlos; Jimenez, Noelia (2011-08-01). "The diffusion-induced nova scenario. CK Vul and PB 8 as possible observational counterparts". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 415 (2): 1396–1408. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18790.x.

Vanjski linkovi uredi

Preuzeto iz "https://bs.wikipedia.org/w/index.php?title=Zvijezda_asimptotskog_divovskog_ogranka&oldid=3539571"