Asymptotiska jättegrenen
Asymptotiska jättegrenen är den del av Hertzsprung-Russell-diagrammet (HR), där man återfinner en stor grupp stjärnor som tidigare befunnit sig på den horisontella jättegrenen, men där förbränningen av helium i stjärnans centrala delar upphört och detta i stället börjar förbrännas i ett koncentriskt skal. Stjärnor som tillhör denna grupp kallas AGB-stjärnor från det engelska uttrycket (Asymptotic Giant Branch). Denna period i en stjärnas liv genomgår alla, vars massa ligger mellan ungefär 0,7-9 gånger solens massa under ett sent skede av sin utveckling.
Utvecklingen för en stjärna i mellanklassen redigera
När en stjärna genom kärnfusionsprocesser förbrukat sitt förråd av väte i kärnan, så drar denna ihop sig och dess temperatur stiger, vilket får stjärnans yttre lager att expandera och kylas av. Stjärnans luminositet ökar avsevärt och den blir en röd jätte och följer ett spår, som leder till det övre högra hörnet av HR-diagrammet.[1]
Slutligen, när väl temperaturen i kärnan har nått cirka 3x108K, tar heliumförbränningen vid. Tändningen av heliumförbränningen i kärnan hejdar stjärnans avkylning och den tilltar i ljusstyrka.[2] Stjärnan rör sig nu i stället tillbaka mot den vänstra sidan i HR-diagrammet. Detta är den så kallade horisontella grenen för stjärnor med låg "metallicitet" (population II ) eller "röda klumpen"[3] för stjärnor med högre metallicitet (population I). Sedan heliumförbränningen i kärnan avslutats, rör sig stjärnan åter åt höger uppåt i diagrammet. Dess väg ansluter nästan till dess föregående röda jättespår, därav namnet den asymptotiska jättegrenen. Stjärnor i detta stadium av sin utveckling betecknas AGB-stjärnor.[4]
AGB-skedet redigera
AGB-skedet är uppspaltat i två delar, den tidiga AGB (E-AGB) och den termiskt pulserande AGB (TP-AGB). Under E-AGB-fasen är den främsta energikällan heliumfusion i ett skal runt kärnan vilket mest består av kol och syre. Under denna fas sväller stjärnan upp till jätteproportioner för att åter bli en röd jätte. Stjärnan kan nå en storlek om en astronomisk enhet.[4] Sedan heliumskalet fått slut på bränsle, startar den TP-AGB. Nu får stjärnan sin energi från fusion av väte i ett tunt skal, på vars insida det nu inaktiva heliumskalet ligger. Men i perioder om 10 000 till 100 000 år tänds heliumskalet igen, medan väteskal släcks, en process känd som heliumskals- flash. Till följd av dessa uppflammanden, som bara varar några få tusen år, blandas material från centrumregionen med de yttre lagren och förändrar dess sammansättning,[5] en process som kallas för “dredge-up”. På grund av denna “dredge-up” kan AGB-stjärnor uppvisa element från den nukleosyntes som kallas s-processen i sina spektra. Påföljande dredge-ups kan leda till att en kolstjärna bildas.[6][7]
AGB-stjärnor är typiskt långperiodiska variabler och lider stor massförlust i form av stjärnvind. En stjärna kan förlora 50 till 70 procent av sin massa under AGB-skedet.[8] Massförlusten varierar mellan 10−8 till 10−5 M⊙ per år och kan till och med nå så högt som 10−4 M⊙ per år.[9] Stjärnvindarna från AGB-stjärnor är källsprång för kosmiskt damm och anses vara den huvudsakliga platsen för produktion av damm i universum. AGB-stjärnornas vindar är ofta platsen för maseremission. Maseransvariga molekyler är SiO, H2O och OH.
När en sådan stjärna har förlorat nästan hela sitt hölje och bara den heta kärnregionen återstår, ökar dennas ljusstyrka kraftigt under en kortare period, vilket joniserar tidigare avgivet material. Detta omgivande material utvecklas till en preplanetarisk nebulosa, som i sin tur så småningom följs av en planetarisk nebulosa.
Se även redigera
Referenser redigera
Noter redigera
- ^ Iben, I.. ”Stellar Evolution.VI. Evolution from the Main Sequence to the Red-Giant Branch for Stars of Mass 1 Solar mass, 1.25 Solar mass, and 1.5 Solar mass” (på engelska). The Astrophysical Journal 147: sid. 624. doi:. Läst 17 januari 2020.
- ^ Lattanzio, J.; Forestini, M. (1999) (på engelska). Nucleosynthesis in AGB Stars. sid. 31.
- ^ Krzystof Staneks webbplats om red clumps för avståndsmätning Arkiverad 23 juni 2005 hämtat från the Wayback Machine.
- ^ [a b] Vassiliadis, E.; Wood, P. R. (1993). ”Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss” (på engelska). The Astrophysical Journal 413 (2): sid. 641. doi:. Läst 17 januari 2020.
- ^ Marigo, P. (2008). ”Evolution of asymptotic giant branch stars. II. Optical to far-infrared isochrones with improved TP-AGB models” (på engelska). Astronomy and Astrophysics 482 (3): sid. 883–905. doi:. Läst 17 januari 2020.
- ^ Gallino, R. (1998). ”Evolution and Nucleosynthesis in Low‐Mass Asymptotic Giant Branch Stars. II. Neutron Capture and thes‐Process” (på engelska). The Astrophysical Journal 497 (1): sid. 388–403. doi:. Läst 17 januari 2020.
- ^ Mowlavi, N.. ”On the third dredge-up phenomenon in asymptotic giant branch stars” (på engelska). Astronomy and Astrophysics 344: sid. 617. Läst 17 januari 2020.
- ^ Wood, P. R.; Olivier, E. A.; Kawaler, S. D.. ”Long Secondary Periods in Pulsating Asymptotic Giant Branch Stars: An Investigation of Their Origin” (på engelska). The Astrophysical Journal 604 (2): sid. 800. doi:. Läst 17 januari 2020.
- ^ Höfner, Susanne; Olofsson, Hans (2018-01-09). ”Mass loss of stars on the asymptotic giant branch” (på engelska). The Astronomy and Astrophysics Review 26 (1): sid. 1. doi:. ISSN 1432-0754. https://doi.org/10.1007/s00159-017-0106-5. Läst 21 oktober 2020.
Källor redigera
- H. J. Habing, Hans Olofsson; Asymptotic Giant Branch Stars, Springer-Verlag New York Inc. (2004). ISBN 0-387-00880-2