漸近巨大枝

漸近巨星枝（AGB）は、進化した低温で明るい恒星が占めるヘルツシュプルング・ラッセル図の領域です。これは、すべての低質量から中質量（太陽質量の約0.5～8倍^[要出典] ）の恒星がその生涯の後半に 行う恒星進化の期間です。

観測的には、漸近巨星分枝星は明るい赤色巨星として現れ、その明るさは太陽の数千倍にも達する。その内部構造は、炭素と酸素からなる中心の大部分が不活性な核、ヘリウムが核融合して炭素を形成する殻（ヘリウム燃焼と呼ばれる）、水素が核融合してヘリウムを形成する別の殻（水素燃焼と呼ばれる）、および主系列星に似た組成の物質の非常に大きな外殻（炭素星の場合を除く）によって特徴付けられる。^[1]

恒星が核融合反応によって水素を使い果たすと、核は収縮して温度が上昇し、恒星の外層は膨張して冷える。恒星は赤色巨星となり、HR図の右上隅に向かう軌跡をたどる。^[2]最終的に、核の温度が約1000℃に達すると、恒星は赤色巨星になる。3 × 10 ⁸  Kで、ヘリウム燃焼（ヘリウム原子核の融合）が始まります。中心核でのヘリウム燃焼の開始により、恒星の冷却と光度の増加が停止し、代わりに恒星はHR図で下方向と左方向に移動します。これは水平方向の枝（種族IIの恒星の場合）または約2.3 M _☉よりも質量の大きい恒星の場合は 青いループです。^[3]

中心核でのヘリウム燃焼が完了すると、恒星は再び図の右側と上方に移動し、明るさが増すにつれて冷却と膨張を続けます。その軌道は以前の赤色巨星の軌道とほぼ一致しているため、漸近巨星枝と呼ばれますが、恒星は赤色巨星枝の先端よりもAGB上でより明るくなります。恒星の進化のこの段階にある恒星はAGB星として知られています。^[3]

AGB 段階は、初期 AGB (E-AGB) と熱脈動 AGB (TP-AGB) の 2 つの部分に分かれています。E-AGB 段階では、主に炭素と酸素からなる核の周りの殻内でのヘリウムの核融合が主なエネルギー源です。この段階では、恒星は巨大に膨張し、再び赤色巨星になります。恒星の半径は 1天文単位(約 215  R _☉ )にもなることがあります。^[3]

ヘリウム殻の燃料が尽きると、TP-AGBが始まります。これで、星は薄い殻の中での水素の核融合からエネルギーを得ますが、これにより内側のヘリウム殻は非常に薄い層に制限され、安定して核融合するのを妨げます。しかし、1万年から10万年かけて、水素殻の燃焼からヘリウムが蓄積し、最終的にヘリウム殻が爆発的に点火します。このプロセスはヘリウム殻フラッシュと呼ばれます。殻フラッシュのパワーは、星の観測された明るさの数千倍でピークに達しますが、わずか数年で指数関数的に減少します。殻フラッシュにより星は膨張して冷却され、水素殻の燃焼が停止して、2つの殻の間の領域に強い対流が発生します。^[3] ヘリウム殻の燃焼が水素殻の底に近づくと、温度の上昇により水素核融合が再点火され、サイクルが再び始まります。ヘリウム殻フラッシュによる光度の大幅だが短時間の増加は、数百年にわたって数十分の一等星の可視輝度の増加をもたらす。これらの変化は、このタイプの星によく見られる数十日から数百日の周期での輝度変化とは無関係である。^[4]

数百年しか続かない熱パルスの間、コア領域の物質が外層に混ざり、表面の組成が変化することがある。このプロセスはドレッジアップと呼ばれる。このドレッジアップのため、AGB 星はスペクトルにS 過程元素を示すことがあり、強いドレッジアップは炭素星の形成につながる可能性がある。熱パルスに続くドレッジアップはすべて、赤色巨星分枝で発生する最初のドレッジアップと E-AGB 中に発生する 2 番目のドレッジアップに続いて、第 3 ドレッジアップと呼ばれる。第 2 ドレッジアップがない場合もありますが、熱パルスに続くドレッジアップは第 3 ドレッジアップと呼ばれる。熱パルスは最初の数回の後に急速に強度を増すため、第 3 ドレッジアップは一般に最も深く、コア物質を表面に循環させる可能性が最も高い。^{[5] [6]}

AGB 星は典型的には長周期変光星であり、恒星風の形で質量損失を受ける。M 型 AGB 星の場合、恒星風はミクロン サイズの粒子によって最も効率的に駆動される。^[7]熱パルスはさらに大きな質量損失の期間を生み出し、星周物質の剥離した殻をもたらす可能性がある。恒星は AGB 期に質量の 50 ～ 70% を失う可能性がある。^[8]質量損失率は通常 10 ⁻⁸～ 10 ⁻⁵ M _⊙ year ^{−1の範囲で、10 −4} M _⊙ year ⁻¹に達することもある。^[9]一方、風速は通常 5 ～ 30 km/s である。^[10]

AGB星の大規模な質量損失は、それらが拡張された恒星周縁部（CSE）に囲まれていることを意味する。AGBの平均寿命が100万年で、外縁速度が10  km/sの場合、その最大半径はおよそ3 × 10 ¹⁴  km (30光年)。これは、風の物質が非常に大きな半径で星間物質と混ざり始めるため、また恒星と星間ガスの間に速度差がないと仮定しているため、最大値です。

これらの外層は動的で興味深い化学反応を起こしますが、密度が低いため、その多くは実験室環境で再現するのが困難です。外層内の化学反応の性質は、物質が恒星から遠ざかり、膨張して冷却するにつれて変化します。恒星の近くでは、外層密度が十分に高いため、反応は熱力学的平衡に近づきます。物質が約5 × 10 ⁹  km を超えると、密度は熱力学ではなく運動学が支配的になる点まで低下します。反応機構では、化学結合が形成されるときに放出されるエネルギーを除去するために第 3 の物体が必要になるため、エネルギー的に有利な反応のいくつかはガス内ではもはや起こりません。この領域では、実際に起こる反応の多くは、OH (酸素に富む外層) やCN (炭素星を囲む外層)などのラジカルに関係しています。外層の最外層、約 5 × 10 9 km を超えると、5 × 10 ¹¹  km を超えると、密度は低下し、塵が星間紫外線からエンベロープを完全に遮蔽できなくなり、ガスは部分的にイオン化します。これらのイオンは中性原子や分子との反応に参加します。最終的にエンベロープが星間物質と融合すると、ほとんどの分子が紫外線によって破壊されます。^{[11] [12]}

CSEの温度はガスと塵の加熱と冷却特性によって決まりますが、恒星の光球からの半径距離とともに低下します。2,000 –3,000 K。AGB CSEの化学的特徴としては、次のようなものがある: ^[13]

• 光球:局所熱力学的平衡 化学
• 脈動する恒星外殻：衝撃化学
• 塵生成帯
• 化学的に静か
• 星間紫外線と分子の光解離 – 複雑な化学

酸素に富む星と炭素に富む星の二分性は、最初の凝縮体が酸化物か炭化物かを決定する上で重要な役割を果たす。なぜなら、これら 2 つの元素のうち最も少ない元素は、おそらく CO _xとしてガス相に残るからである。

ダスト形成領域では、難溶性元素や化合物（Fe、Si、MgOなど）がガス相から除去され、ダスト粒子になります。新しく形成されたダストは、表面触媒反応をすぐに促進します。AGB星からの恒星風は宇宙ダストの形成場所であり、宇宙におけるダストの主な生成場所であると考えられています。^[14]

AGB 星 (ミラ変光星およびOH/IR 星)の恒星風も、しばしばメーザー放射の発生源となる。メーザー放射の原因となる分子は、 SiO、H ₂ O、OH、HCN、SiSである。^{[15] [16] [17] [18] [19]} SiO、H ₂ O、OH メーザーは、カシオペヤ座 R 星やオリオン座 U 星などの酸素に富む M 型 AGB 星に典型的に見られる。^{[20] HCN メーザーと SiS メーザーは、} IRC +10216などの炭素星に一般的に見られる。メーザーを持つS 型星はまれである。^[20]

これらの星は外殻のほぼすべてを失い、中心核だけが残った後、短命の原始惑星状星雲へと進化します。AGB外殻の最終的な運命は惑星状星雲（PNe）によって表されます。^[21]

AGB星からの鉱物粒子の物理的サンプルはプレソーラー粒子として知られ、個々の難治性プレソーラー粒子の形で実験室分析に利用可能です。これらは星周ダストエンベロープで形成され、恒星風によって初期の太陽系に運ばれました。プレソーラーシリコンカーバイド粒子の大部分は、恒星進化の熱脈動AGB段階後期の1～3M☉炭素星に起源があります。_[ 22 ^{] [23]}

AGB 後の恒星の最大 4 分の 1 は、「生まれ変わり」と呼ばれる現象を経験する。炭素と酸素の核は、今や水素の外殻を持つヘリウムに囲まれている。ヘリウムが再点火されると熱パルスが発生し、恒星はすぐに AGB に戻り、ヘリウム燃焼、水素欠乏の恒星となる。^[24]この熱パルスが発生したときに恒星がまだ水素燃焼殻を持っている場合、それは「後期熱パルス」と呼ばれる。そうでない場合は「極後期熱パルス」と呼ばれる。^[25]

生まれ変わった恒星の外層大気は恒星風を発達させ、恒星は再びヘルツシュプルング・ラッセル図に沿って進化の軌跡を辿る。しかし、この段階は非常に短く、恒星が再び白色矮星の段階に向かうまでの約200年しか続かない。観測的には、この後期熱パルス段階は、自身の惑星状星雲の真ん中にあるウォルフ・ライエ星とほぼ同じように見える。^[24]

桜井天体やFGサジタエなどの星は、この段階を経て急速に進化する様子が観測されています。

熱脈動型（TP-）AGB星の恒星周磁場のマッピングが、いわゆるゴールドライヒ-カイラフィス効果を用いて最近報告されました^[26]。

AGB 星として認められる質量の上限に近い星は、いくつかの特異な特性を示し、スーパー AGB 星と呼ばれています。それらの質量は 7  M _☉を超え、最大 9 または 10  M _☉ (またはそれ以上^[27] ) です。それらは、ヘリウムよりも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。トリプルアルファ過程の間に、炭素よりも重い元素も生成されます。ほとんどは酸素ですが、マグネシウム、ネオン、さらに重い元素も生成されます。スーパー AGB 星は、以前のヘリウムの閃光に類似した閃光で炭素を点火するのに十分な大きさの、部分的に縮退した炭素-酸素コアを発達させます。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。熱パルスと第三ドレッジアップのサイズは低質量星に比べて小さくなるが、熱パルスの頻度は劇的に増加する。一部のスーパーAGB星は電子捕獲型超新星として爆発する可能性があるが、ほとんどは酸素ネオン白色矮星として終わる。^[28] これらの星は高質量超巨星よりもはるかに一般的であるため、観測される超新星の大部分を形成する可能性がある。これらの超新星の例を検出することで、仮定に大きく依存するモデルの貴重な確認が得られるだろう。^[要出典]

• 赤色巨星 – 大型の冷たい恒星の一種
• ミラ – くじら座の連星
• ミラ変光星 – 変光星の種類
• 炭素星 - 大気中に酸素よりも炭素が多く含まれる星
• 原始惑星状星雲 – 死にゆく星を取り囲む星雲
• 惑星状星雲 – 死にゆく赤色巨星によって作られた散光星雲の一種

• Doherty, Carolyn L.; Gil-Pons, Pilar; Siess, Lionel; Lattanzio, John C.; Lau, Herbert HB (2015-01-21)。「超大質量 AGB 星 - IV. 最終運命 - 初期質量と最終質量の関係」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 446 (3): 2599–2612. doi:10.1093/mnras/stu2180. ISSN 1365-2966。
• Langer, N. 「低質量および中質量星の後期進化」（PDF）。星と恒星の進化の講義ノート。ボン大学/アルゲランダー天文学研究所。 2014年10月13日にオリジナル（PDF）からアーカイブ。 2013年1月29日に取得。
• Habing, HJ; Olofsson, H. (2004).漸近的巨大分岐星. Springer . ISBN 978-0-387-00880-6。
• McCausland, RJH; Conlon, ES; Dufton, PL; Keenan, FP (1992). 「高銀河緯度におけるホットポスト漸近巨星分枝星」. The Astrophysical Journal . 394 (1): 298–304. Bibcode :1992ApJ...394..298M. doi :10.1086/171582.