Asymptotická vetva obrov
Asymptotická vetva obrov je oblasť na Hertzsprungov-Russellovom diagrame obsadená malými až stredne veľkými hviezdami. Týmto štádiom vývoja hiezd prechádzajú všetky malé až stredne veľké hviezdy (0,6-10 násobok hmoty Slnka) v neskoršom období svojej existencie.
Hviezda asymptotickej vetvy obrov (AGB) je červený obor. Vo vnútornej štruktúre je charakteristická centrálnym a nehybným jadrom z uhlíka a kyslíka, vrstvou hélia podstupujúceho fúziu, čoho výsledkom je tvorba uhlíka (známe ako horenie hélia), ďalšou zónou, kde vodík vstupuje do fúzie, čím sa vytvára hélium (horenie vodíka) a veľmi veľkým obalom z materiálu, ktorý zložením pripomína normálne hviezdy.[1]
Vývoj hviezdy
[upraviť | upraviť zdroj]Keď hviezda spotrebuje zásobu vodíka pri jadrovej syntéze v jadre, jadro sa zmenší a jeho teplota sa zvýši, čoho výsledkom je expanzia a ochladenie vonkajších vrstiev. Svietivosť sa zvýši podstatne a z hviezdy sa stáva červený obor, čím nasleduje trasu vedúcu do pravého horného rohu HR diagramu.[2]
Až teplota v jadre dosiahne hranicu 3x108 K, začína eventuálne prebiehať horenie hélia. Prudký začiatok horenia hélia v jadre zastaví ochladzovanie hviezdy a zvýši svietivosť a hviezda sa presunie nazad smerom doľava na HR diagrame. Toto je horizontálna vetva (populácia II hviezd) alebo červená skupina (populácia I hviezd). Po ukončení horenia hélia v jadre sa hviezda zase začína posúvať doprava po HR diagrame, pričom pri tejto ceste sa pohybuje takmer po rovnakej trase ako bola jej trasa červeného obra. Odtiaľ pochádza názov asymptotická vetva obrov. Hviezdy v tejto fáze svojho vývoja sú známe ako AGB hviezdy.
AGB fáza
[upraviť | upraviť zdroj]AGB fáza je rozdelená na dve časti, skorá AGB (E-AGB) a tepelne pulzujúca AGB (TP-AGB). Počas E-AGB hlavným zdrojom energie je fúzia hélia v oblasti okolo jadra skladajúcej sa hlavne z uhlíka a kyslíka. Počas tejto fázy sa hviezda zväčšuje do veľkosti obra a stáva sa z nej červený obor. Polomer hviezdy môže mať veľkosť astronomickej jednotky. Keď v oblasti fúzie dôjde hélium začína TP-AGB fáza. V tejto fáze hviezda uvoľňuje svoju energiu z fúzie vodíka v tenkej zóne, vo vnútri ktorej leží teraz už neaktívna oblasť hélia. Avšak počas doby 10000-100000 rokov oblasť začne byť zase aktívna, čím znova nahradí zónu vodíka. Tento proces sa nazýva héliový záblesk alebo teplotný impulz. Vďaka týmto impulzom, ktoré prebiehajú iba niekoľko tisíc rokov, sa materiál z jadra zamiešava do vonkajších vrstiev, čím mení ich zloženie. Tento proces sa nazýva dredge-up. Vďaka dredge-up, AGB hviezdy majú prvky S-reakcie vo svojich spektrách. Ďalšie dredge-upy môžu viesť k vzniku uhlíkatej hviezdy.
AGB hviezdy sú typické dlhoperiodické premenné hviezdy, pričom strácajú obrovské množstvá hmoty vo forme hviezdneho vetra. Hviezda môže v AGB fáze stratiť 50-70 % svojej hmoty.
Protoplanetárne obaly AGB hviezd
[upraviť | upraviť zdroj]Obrovská strata hmoty AGB hviezd vytvára v ich okolí rozšírený protoplanetárny obal. Pri stanovení dĺžky života AGB hviezdy jeden MYr (1 milión rokov) a vonkajšej rýchlosti 10 km/s, jej maximálny polomer môže byť vypočítaný približne na 3×1014 km (30 svetelných rokov). Toto je maximálna hodnota, keď sa materiál vďaka vetru začne miešať s medzihviezdnou hmotou na veľmi veľkom polomere, pričom sa predpokladá, že nie je žiaden rozdiel rýchlostí medzi hviezdou a medzihviezdnou hmotou. Dynamicky najzaujímavejšia činnosť vzniká v blízkosti hviezdy, kde vzniká vietor a strata hmoty je rozhodujúca. Avšak vo vonkajších vrstvách protoplanetárneho obalu prebiehajú zaujímavé reakcie a vďaka veľkosti a malej optickej hrúbke sú jednoduchšie na pozorovanie.
Teplota obalu je daná zahrievacími a ochladzujúcimi procesmi pre plyn a prach, ale klesá so zväčšujúcou sa radiálnou vzdialenosťou od fotosféry s teplotou 2000-3000 K. Zloženie obalu:
- fotosféra - termodynamická rovnováha
- pulzujúci hviezdny obal
- zóna formovania prachu
- chemicky neaktívna oblasť
- medzihviezdna UV radiácia - fotolýza molekúl
V zóne formovania prachu sa tzv. refrakčné prvky (Fe, Si, Mg,...) presúvajú z fázy prachu do prachových zrniečok. Novosformovaný prach takmer okamžite napomáha pri povrchových reakciách. Hviezdne vetry z AGB hviezd sú centrami vytvárania medziplanetárneho prachu, a predpokladá sa, že môžu byť hlavnými centrami tvorby prachu vo vesmíre.
Hviezdne vetry AGB hviezd sú často zdrojom maserového žiarenia. Maserové molekuly sú SiO, H2O, a OH.
Po tom ako tieto hviezdy stratia takmer celý svoj obal a ostáva iba jadro, tak sa vyvinú do krátko existujúcich protoplanetárnych hmlovín. Konečným osudom AGB obalu je fáza planetárnej hmloviny.
Referencie
[upraviť | upraviť zdroj]- ↑ Lattanzio J. and Forestini, M. (1998), Nucleosynthesis in AGB Stars, IAU Symposium on AGB Stars, Montpellier
- ↑ H. J. Habing, Hans Olofsson; Asymptotic Giant Branch Stars, Springer (2004). ISBN 0-387-00880-2.
Pozri aj
[upraviť | upraviť zdroj]
Zdroj
[upraviť | upraviť zdroj]Tento článok je čiastočný alebo úplný preklad článku Asymptotic giant branch na anglickej Wikipédii.
