Звезда Super-AGB - Super-AGB star

Диаграмма цвет-величина показывая эволюционные пути для звезд в диапазоне масс super-AGB

А звезда супер-AGB это звезда с массой промежуточного звена между теми, кто заканчивает свою жизнь белый Гном и те, которые заканчиваются на коллапс ядра сверхновой, и свойства, промежуточные между асимптотическая ветвь гигантов (AGB) звезды и красные сверхгиганты. Они имеют начальную массу 7,5–9,25.M☉ в звездно-эволюционный модели, но исчерпали свои основные водород и гелий, покинули главную последовательность и расширились, чтобы стать большими, холодными и яркими.

Диаграмма HR

Звезды Super-AGB занимают верхний правый угол Диаграмма Герцшпрунга – Рассела (Диаграмма ЧСС) и иметь низкие температуры от 3000 до 4,000 K, что похоже на нормальный Звезды AGB и красные звезды-сверхгиганты (Звезды RSG).[1] Эти низкие температуры позволяют молекулам образовываться в их фотосфере и атмосфере.[2] Звезды Super-AGB излучают большую часть своего света в инфракрасном спектре из-за чрезвычайно низких температур.

Предел Чандрасекара и их жизнь

Ядро звезды супер-AGB может вырасти до Чандрасекар месса из-за продолжающегося водород (Рука гелий (Он) горение снаряда, заканчивающееся разрушением ядра сверхновые.[1][3] Самые массивные звезды super-AGB (около 9M☉) теоретически заканчиваются на сверхновые с захватом электронов. Ошибка в этом определении из-за неопределенностей в третьем дноуглубление эффективность и скорость потери массы AGB могут привести примерно к удвоению количества сверхновых с захватом электронов, что также подтверждает теорию о том, что эти звезды составляют 66% сверхновых, обнаруженных спутниками.

Эти звезды находятся на той же стадии жизни, что и красные гиганты, такие как Альдеберан, Мира, и Chi Cygni, и находятся на той стадии, когда они начинают светлеть, и их яркость имеет тенденцию меняться вместе с размером и температурой.

Эти звезды представляют собой переход к более массивным звездам-сверхгигантам, которые претерпевают полное слияние элементов тяжелее гелия. Вовремя тройной альфа-процесс, также производятся некоторые элементы тяжелее углерода: в основном кислород, но также и некоторое количество магния, неона и даже более тяжелых элементов, получающих кислород -неон (ONe) ядро. Звезды Super-AGB развивают частично вырожденные углеродно-кислородные ядра, достаточно большие, чтобы воспламенить углерод во вспышке, аналогичной предыдущей. гелиевая вспышка. Вторая драгировка очень сильна в этом диапазоне масс и удерживает размер ядра ниже уровня, необходимого для горения неона, как это происходит у сверхгигантов с большей массой.[нужна цитата ]

Рекомендации

  1. ^ а б Groenewegen, M.A.T .; Слоан, Г.С. (2018). «Светимости и темпы потери массы звезд Местной группы AGB и красных сверхгигантов». Астрономия и астрофизика. 609: A114. arXiv:1711.07803. Bibcode:2018A & A ... 609A.114G. Дои:10.1051/0004-6361/201731089. S2CID  59327105.
  2. ^ Левеск, Эмили М .; Мэсси, Филипп; Olsen, K. A. G .; Плез, Бертран; Джосселин, Эрик; Мэдер, Андре; Мейне, Жорж (2005). «Шкала эффективных температур галактических красных сверхгигантов: круто, но не так круто, как мы думали». Астрофизический журнал. 628 (2): 973–985. arXiv:astro-ph / 0504337. Bibcode:2005ApJ ... 628..973L. Дои:10.1086/430901. S2CID  15109583.
  3. ^ Poelarends, A. J. T .; Herwig, F .; Langer, N .; Хегер, А. (2008). "Канал сверхновых звезд Super-AGB". Астрофизический журнал. 675 (1): 614–625. arXiv:0705.4643. Bibcode:2008ApJ ... 675..614P. Дои:10.1086/520872. S2CID  18334243.

атрибуция содержит текст, скопированный из Асимптотическая ветвь гигантов доступно по лицензии CC-BY-SA-3.0