スーパーAGBスター

スーパーAGB星は、白色矮星として一生を終える星と、中心核崩壊型超新星で一生を終える星の中間の質量を持ち、漸近巨星分枝（AGB）星と赤色超巨星の中間の特性を持つ星である。恒星進化モデルでは初期質量は7.5～9.25 M _☉である が、中心核の水素とヘリウムを使い果たし、主系列を離れ、膨張して大きく冷たく明るくなっている。

スーパーAGB星は、ヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図）の右上に位置し、3,000～4,000  Kで、これは通常のAGB 星や赤色超巨星(RSG 星)と同程度です。 ^[1]この低温により、光球と大気中に分子が形成されます。^[2]スーパー AGB 星は、その極端に低温であるため、ほとんどの光を赤外線スペクトルで放射します。

スーパーAGB星の中心核は、水素（H）とヘリウム（He）の殻燃焼が続くため、チャンドラセカール質量まで（あるいはそれを超えて）成長し、中心核崩壊型超新星となる可能性がある。^{[1] [3]}最も質量の大きいスーパーAGB星（約9  M _{☉ ）は、}電子捕獲型超新星で終わると理論づけられている。第3ドレッジアップ効率とAGB質量損失率の不確実性によるこの決定の誤差は、電子捕獲型超新星の数が約2倍になる可能性があり、これはこれらの星が衛星によって検出された超新星の66%を占めるという理論を裏付けている。^[要出典]

これらの星は、アルデバラン、ミラ、はくちょう座カイ星などの赤色巨星と似た段階にあり、明るくなり始める段階にあり、大きさや温度とともに明るさが変化する傾向があります。

これらの星は、ヘリウムより重い元素の完全な融合を起こす、より質量の大きい超巨星への移行を表しています。トリプルアルファプロセスでは、炭素より重い元素も生成されます。主に酸素ですが、マグネシウム、ネオン、さらに重い元素も生成され、酸素ネオン(ONe) コアが形成されます。スーパー AGB 星は、部分的に縮退した炭素酸素コアを発達させ、以前のヘリウムフラッシュと同様に、炭素をフラッシュで発火させるのに十分な大きさになります。2 回目のドレッジアップはこの質量範囲で非常に強力であり、コアのサイズは、より質量の大きい超巨星で発生するネオンの燃焼に必要なレベル以下に抑えられます。^{[引用が必要]}

帰属には、CC-BY-SA-3.0 で利用可能な Asymptotic Giant Branchからコピーされたテキストが含まれています。