Super-AGB hvězda - Super-AGB star

Schéma barevné velikosti zobrazeno evoluční stopy pro hvězdy v superhmotném rozsahu AGB

A super-AGB hvězda je hvězda s hmotným přechodem mezi těmi, které končí svůj život jako bílý trpaslík a ty, které končí s jádro kolaps supernova a vlastnosti mezi nimi asymptotická obří větev (AGB) hvězdy a červené supergianty. Mají počáteční hmotnost 7,5–9,25M☉ v hvězdně-evoluční modely, ale vyčerpaly jádro vodíku a hélia, opustily hlavní sekvenci a rozšířily se, aby se staly velkými, chladnými a světelnými.

HR diagram

Vpravo nahoře jsou hvězdy super-AGB Hertzsprung – Russellův diagram (HR diagram) a mají chladné teploty mezi 3 000 a 4,000 K., což je podobné jako u normálu AGB hvězdy a červené superobří hvězdy (Hvězdy RSG).[1] Tyto chladné teploty umožňují formování molekul v jejich fotosférách a atmosférách.[2] Hvězdy super-AGB emitují většinu svého světla v infračerveném spektru kvůli svým extrémně nízkým teplotám.

Limita Chandrasekhar a jejich život

Jádro hvězdy super-AGB může dorůst Chandrasekharská mše kvůli pokračování vodík (Ruka hélium (He) shell shození, končit jako jádro-kolaps supernovy.[1][3] Nejmohutnější hvězdy super-AGB (kolem 9M☉) se domnívají, že končí v elektronové záchytné supernovy. Chyba v tomto stanovení kvůli nejistotám ve třetí bagrování účinnost a rychlost úbytku hmoty AGB by mohly vést ke zdvojnásobení počtu supernov elektronového záchytu, což také podporuje teorii, že tyto hvězdy tvoří 66% supernov detekovaných satelity.

Tyto hvězdy jsou v podobném stadiu života jako červené obří hvězdy, jako např Aldeberan, Miro, a Chi Cygni, a jsou ve fázi, kdy se začínají rozjasňovat a jejich jas má tendenci se měnit, spolu s jejich velikostí a teplotou.

Tyto hvězdy představují přechod k hmotnějším superobřímým hvězdám, které procházejí úplnou fúzí prvků těžších než hélium. Během triple-alfa proces, vyrábějí se také některé prvky těžší než uhlík: většinou kyslík, ale také některé hořčíkové, neonové a dokonce těžší prvky, které získávají kyslík -neon (ONe) jádro. Hvězdy Super-AGB vyvíjejí částečně zdegenerovaná jádra uhlík-kyslík, která jsou dostatečně velká, aby zapálila uhlík zábleskem analogicky k předchozímu heliový blesk. Druhý bagr je v tomto hmotnostním rozmezí velmi silný a udržuje velikost jádra pod úrovní potřebnou pro spalování neonů, jak se vyskytuje u supergiantů s vyšší hmotností.[Citace je zapotřebí ]

Reference

  1. ^ A b Groenewegen, M. A. T .; Sloan, G. C. (2018). „Svítivost a míra úbytku hmotností hvězd místní skupiny AGB a červených supergiantů“. Astronomie a astrofyzika. 609: A114. arXiv:1711.07803. Bibcode:2018A & A ... 609A.114G. doi:10.1051/0004-6361/201731089. S2CID  59327105.
  2. ^ Levesque, Emily M .; Massey, Philip; Olsen, K. A. G .; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (2005). „Efektivní teplotní stupnice galaktických červených supergiants: cool, ale ne tak cool, jak jsme si mysleli“. Astrofyzikální deník. 628 (2): 973–985. arXiv:astro-ph / 0504337. Bibcode:2005ApJ ... 628..973L. doi:10.1086/430901. S2CID  15109583.
  3. ^ Poelarends, A. J. T .; Herwig, F .; Langer, N .; Heger, A. (2008). „Kanál Supernova hvězd Super-AGB“. Astrofyzikální deník. 675 (1): 614–625. arXiv:0705.4643. Bibcode:2008ApJ ... 675..614P. doi:10.1086/520872. S2CID  18334243.

atribuce obsahuje text zkopírovaný z Asymptotická obří větev k dispozici pod CC-BY-SA-3.0