Ramura asimptotică a uriașilor

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Diagrama HR a grupului globular M5 cu stelele aparținând ramurii asimptotice a giganților marcate cu albastru și unele dintre cele mai strălucitoare stele aparținând ramurii giganților roșii marcate cu roșu.

Ramura asimptotică a giganților roșii (în engleză asymptotic giant branch (AGB)) este o regiune a diagramei HR populată de giganți roșii : stele evoluate, strălucitoare și reci. Au o masă mică și intermediară (0,6-10 M ☉ ) care au atins un stadiu avansat al evoluției lor.

Stelele ramurii asimptotice apar ca giganți roșii strălucitori având luminozitate de mii de ori mai mare decât cea a Soarelui. Structura lor internă se caracterizează prin prezența unui miez inert de carbon și oxigen , înconjurat de o coajă de heliu care se fuzionează în carbon, la rândul său înconjurată de o coajă exterioară de hidrogen care se fuzionează în heliu. Un înveliș extern format în mare parte din hidrogen învelește cochilii în care au loc reacțiile nucleare . [1]

Evoluția stelară

O stea asemănătoare Soarelui se deplasează spre AGB din ramura orizontală după ce miezul heliului este epuizat.
O stea a masei 5 M ⊙ se deplasează spre AGB după bucla albastră, la epuizarea heliului din nucleul său

Când o stea rămâne fără hidrogen în nucleul său, aceasta se contractă și temperatura crește. Straturile exterioare ale stelei, pe de altă parte, se extind și se răcesc. Steaua devine un gigant roșu , urmând un traseu evolutiv către colțul din dreapta sus al diagramei HR. [2] Când temperatura centrală atinge i 1 × 10 8 K , începe procesul de topire a heliului , ducând la o scădere a luminozității stelei și la o creștere a temperaturii sale de suprafață, astfel încât steaua să se deplaseze spre colțul din stânga jos al diagramei HR. Steaua devine astfel parte a ramurii orizontale , dacă este din populația II , sau din aglomerarea roșie , dacă este din populația I. Dacă steaua are o masă mai mare de 2 M ⊙ efectuează în schimb așa-numita buclă albastră . [3]

După ce heliul din nucleu este epuizat, steaua se deplasează înapoi în colțul din dreapta sus al diagramei, extinzându-se, răcindu-se în straturile de suprafață și crescând luminozitatea acesteia. Calea sa este aproape aliniată cu cea luată în timpul ascensiunii de-a lungul ramurii uriașe roșii, de unde și denumirea de ramură asimptotică , deși steaua devine mai strălucitoare în timpul călătoriei sale de-a lungul ramurii asimptotice decât devine în cel mai înalt punct al ramurii uriașilor roșii. Stelele care se află în acest stadiu evolutiv sunt numite stele ale ramurii asimptotice a giganților (sau stelele AGB). [3]

Stadionul E-AGB

Evoluția unei stele în cadrul AGB poate fi împărțită în două etape. În prima etapă, numită E-AGB ( ramura gigantică asimptotică timpurie ), principala sursă de energie este fuziunea heliului în carbon și oxigen în cochilia care înconjoară nucleul degenerat. Acest lucru se datorează faptului că steaua păstrează încă cantități mari de heliu care nu sunt consumate în timpul șederii sale în ramura orizontală. Deși în acest stadiu fuziunea hidrogenului în heliu în învelișul superior este prezentă în stelele cu masă mai mică de 4 M ⊙ , contribuie mai puțin la producerea de energie decât fuziunea cu heliu. În faza E-AGB, într-o stea cu masă similară cu cea a Soarelui , nucleul degenerat de carbon și heliu constituie aproximativ jumătate din masa stelei, dar ocupă un volum foarte mic, comparabil cu cel al unei pitice albe . Raza acestui nucleu este deci în ordinea câtorva mii de km. Cojile de heliu și hidrogen în care au loc reacțiile nucleare reprezintă aproximativ 5% din masa totală a stelei și ocupă, de asemenea, o fracțiune foarte mică din volumul stelar. Plicul stelei, format în principal din hidrogen, care înconjoară cele două cochilii constituie puțin sub jumătate din masa sa, dar ocupă o mare parte din volumul său. [4]

Structura internă a unei stele în faza AGB (nu la scară)

În faza E-AGB, miezul stelar își mărește treptat temperatura. Acest lucru determină o creștere progresivă a producției de energie în cojile active de heliu și hidrogen și o creștere consecventă a luminozității stelei, care poate ajunge la peste 3000 L ☉ . [5] Pe de altă parte, învelișul exterior al cochiliilor tinde să se extindă, să-i scadă densitatea și să se răcească în straturile sale superficiale (sub 3 000 K ). [5] Raza stelară poate atinge proporții considerabile aproape de unitatea astronomică (mai mult de 200 R ☉ ). [3] Steaua se deplasează apoi spre colțul din dreapta sus al diagramei HR urmând o cale paralelă cu cea luată în timpul fazei de uriaș roșu.

Pentru o stea a masei Soarelui, durata tipică a fazei E-AEG este de aproximativ 600.000 de ani , [4] un timp foarte scurt din punct de vedere astronomic.

Stadionul TP-AGB

Pe măsură ce se uzează, coaja de heliu se subțiază, producând mult mai puțină energie. Învelișul de hidrogen devine apoi principala sursă de energie a stelei. La un moment dat, miezul heliului încetează să mai producă energie. Acest eveniment, care are loc atunci când steaua a atins mai mult sau mai puțin aceeași luminozitate cu stelele care au atins vârful ramurii gigant roșii, marchează intrarea sa în etapa TP-AGB (prescurtare pentru ramura gigant asimptotică cu impulsuri termice ). Periodic (la fiecare 10 000- 100 000 de ani ) învelișul de heliu, alimentat de contribuțiile care decurg din fuziunea învelișului de hidrogen de mai sus, este reaprins, producând cantități mari de energie timp de câțiva ani. Aceste evenimente, numite pulsații termice , sunt similare cu fulgerul de heliu care apare la începutul intrării stelei în ramura orizontală și depind în parte de sensibilitatea extremă a ratei de topire a heliului la modificările de temperatură (rata de topire). proporțional cu puterea a patruzecea a temperaturii). O astfel de producție de energie determină crearea unei zone convective între cele două cochilii, care la rândul său se extinde și răcește cochilia de hidrogen, întrerupând reacțiile sale nucleare. Când învelișul de heliu rămâne fără combustibil, zona de convecție se micșorează, învelișul de hidrogen se încălzește din nou și se reaprinde, producând o mare parte din energia stelei. Intră astfel în faza „intra-pulsație”, până când heliul acumulat în înveliș devine suficient pentru a provoca un alt flash și a reporni ciclul. [1]

Energia produsă de fulgerul de heliu ajunge la suprafața stelei după câteva sute de ani și produce un vârf de strălucire a suprafeței de câteva zecimi de magnitudine, care durează sute de ani. Aceste modificări ale luminozității nu sunt legate de schimbările mai mari ale luminozității pe o perioadă de zeci sau sute de zile, frecvente în aceste tipuri de stele (cum ar fi, de exemplu, în variabilele Mira ). [6]

Evoluția unei stele de 2 M ⊙ în faza TP-AGB

Într-o stea a masei Soarelui, faza TP-AGB durează aproximativ un milion de ani. [4]

Dragare

În timpul AGB există episoade de dragare , adică de remixare a produselor de fuziune nucleară în straturile de suprafață ale stelei. Aceste episoade duc la formarea stelelor de carbon în care există o supraabundență de carbon. Dacă în secvența principală stelele și în cele din ramura gigant roșie, oxigenul este de obicei predominant asupra carbonului, în aceste stele apare opusul, iar combinația celor două elemente duce la producerea de gaze, cum ar fi monoxidul de carbon, care consumă tot oxigenul prezent, lăsând carbonul liber să se combine în alți compuși carbonici.

De obicei, se disting trei episoade de dragare. Primul apare în timpul permanenței stelei în ramura gigantă roșie. Al doilea apare în faza E-AGB, dar numai pentru stelele cu masa mai mare de 4 M ⊙ . În astfel de stele, învelișul de heliu produce inițial cantități mari de energie care îl determină să se extindă și să se răcească, provocând stingerea învelișului de hidrogen activ aflat la suprafață. De fapt, acest lucru elimină distincția dintre învelișul de hidrogen și învelișul convectiv, permițând mișcărilor convective să pătrundă aproape până la învelișul de heliu și să aducă la suprafață produsele ciclului CNO , în special 14 N. [7]

A treia dragare (așa-numita chiar dacă a doua nu s-a întâmplat) are loc în timpul fazei TP-AGB. În realitate, acestea sunt mai multe episoade și nu doar unul, care apar în corespondență cu impulsurile termice. După cum sa menționat, în corespondență cu impulsul, învelișul de heliu se extinde și determină dispariția învelișului de hidrogen, permițând zonei convective să ajungă la marginile zonei în care se topeste heliul. Pe măsură ce impulsurile termice se repetă și, după ce, după prima, devin mai intense, ele sunt în general mai eficiente în transportul materialelor produse în miez la suprafață, în special la 12 ° C. [8] [9]

A treia dragare presupune caracteristici diferite pentru stelele cu masa mai mare de 5 M ⊙ . Acestea dezvoltă temperaturi de bază, astfel încât să declanșeze fuziunea hidrogenului la baza învelișului convectiv în timpul impulsurilor termice. Acest fenomen este numit în engleză Hot Bottom Burning (HBB), literalmente arsură caldă de fundal. Aceasta are două consecințe: 1) o creștere a luminozității suprafeței, care rupe relația masă-luminozitate 2) apariția altor materiale, diferite de cele observabile în stelele cu masă mai mică. Acestea sunt în esență materialele produse prin fuziunea hidrogenului care se apropie de nucleul transportat prin mișcări convective. În special, este în special 14 N, dar și 7 Li , 23 Na , 25,26 Mg . Efectul este că în timpul fazei finale a TP-AGB steaua nu devine o stea de carbon, ci o stea în care azotul își domină suprafața stelară. [7]

Pierderi de masă

Pierderile de masă sub formă de vânt stelar , de obicei moderate în timpul fazei de uriaș roșu și în timpul ramurii orizontale, devin mari în timpul fazei AGB. Stelele de acest tip sunt de obicei variabile pe termen lung , producând vânturi stelare intense. Impulsurile termice duc la pierderi de masă și mai mari, care pot produce cochilii de material în expansiune în spațiul circumstelar.

Mecanismul care produce aceste pierderi de masă nu este încă pe deplin înțeles, dar aproximativ se întâmplă în felul următor. Stelele AGB sunt de obicei variabile pe termen lung (tip variabil Mira ) care suferă pulsații radiale semnificative. Aceste pulsații, pe de o parte, extind foarte mult raza stelei, pe de altă parte, provoacă șocuri în atmosfera stelară care îi măresc densitatea. La o distanță de 1,5-2 R ☉ de centrul stelei, temperatura este suficient de scăzută (~ 1500 k ) pentru ca o astfel de creștere a densității să provoace formarea boabelor de praf solide. Acestea sunt foarte opace și, prin urmare, sunt accelerate de presiunea ridicată a radiației datorită strălucirii mari a stelei. Chiar dacă boabele de praf constituie doar 1% din gazul care constituie atmosfera stelară, format în principal din molecule de hidrogen (H 2 ), mișcarea lor este suficientă pentru a transporta cu ele cantități mari de gaz care este apoi smuls din atmosfera stelei . [7]

Cele mai mari pierderi de masă apar în ultimele faze ale evoluției stelelor AGB, în care pot atinge rate în ordinea 1 × 10 −5 M ⊙ - 1 × 10 −4 M ⊙ pe an, [10] atât de mult încât o stea poate pierde până la 50-70% din masă în timpul fazei AGB. [11]

Pierderile uriașe de masă pe care le suferă stelele AGB ajung să îndepărteze aproape toată anvelopa care înconjoară nucleul și, prin urmare, sunt responsabile pentru trecerea stelei la următoarea fază evolutivă, cea a unei nebuloase protoplanetare , în care se deplasează orizontal de-a lungul diagramei HR. deoarece îndepărtarea progresivă a plicului dezvăluie straturi din ce în ce mai calde. În cele din urmă, îndepărtarea unei mari părți a plicului de hidrogen va face ca steaua să devină o pitică albă . [12]

Pierderile de masă în faza AGB sunt, de asemenea, principala cauză, împreună cu dragarea, a neprinderii miezului de carbon în stelele cu masă mai mică de 8 M ⊙ . Ar fi suficient ca aceste stele să producă un miez de carbon cu o masă mai mare decât cea a limitei Chandrasekhar (aproximativ 1,4 M ⊙ ) pentru ca aceasta să se prăbușească. Dar în ciuda masei unei stele a 8 M ⊙ este mult mai mare decât această limită, pierde atât de multă masă datorită vântului stelar încât această limită nu este niciodată atinsă. [7]

Procesul s

Stelele AGB sunt, împreună cu supernove , principala sursă de elemente mai grele decât fierul din univers. Se estimează că oferă jumătate din aceste elemente. [13] În timp ce în supernove producția de elemente grele are loc în câteva secunde prin procesul de captare a neutronilor r , în stelele AGB apare mult mai lent prin procesul s .

Procesul s necesită o sursă de neutroni liberi care pot fi capturați de atomii de fier. Se crede că această sursă se datorează următorului fenomen: [13] [4] [8] în timpul impulsurilor termice, învelișul activ de heliu se extinde considerabil, luând cu sine produsele fuziunii sale, inclusiv 12 C. O parte din acest material se amestecă cu carcasa de hidrogen de mai sus. Cei 12 C prezenți în această zonă fuzionează cu nucleii de hidrogen pentru a forma 13 N , care se descompune prin decadere β în 13 C. Când reacțiile din coaja de heliu se sting și se contractă, o parte din 13 C rămâne în zona care separă cele două cochilii, formând un „buzunar” bogat în astfel de materiale. Când următorul impuls termic lovește buzunarul, carbonul se fuzionează cu nucleii de heliu prin următoarea reacție:

13 C + 4 He → 16 O + n

Prin urmare, există o eliberare de neutroni, care declanșează procesul s. Acest procedeu constă în capturarea unuia sau mai multor neutroni de un atom de fier și în ulterioare p - dezintegrarea acelui atom. Dezintegrarea transformă unul dintre neutronii atomului într-un proton, determinând creșterea numărului său atomic cu unul. În acest moment atomul captează un alt neutron și ciclul se repetă până la crearea atomilor de bismut [14] .

La următoarea dragare, o parte a atomilor grei creați de procesul s în zona dintre cele două cochilii este adusă la suprafață și apoi se dispersează în spațiul interstelar datorită îndepărtării învelișului care înconjoară miezul stelar, îmbogățind cu grele elemente.mediul interstelar din care se vor naște noile stele.

Plic circumstelar de stele AGB

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Lista moleculelor mediului interstelar .
Formarea unei nebuloase planetare la sfârșitul fazei AGB

Pierderea masivă de masă a stelelor AGB produce un înveliș circumstelar extins. Având în vedere un timp mediu de ședere de un milion de ani în faza AGB și o rată de expansiune a gazului de 10 km / s , raza maximă a anvelopei poate fi calculată în ordinea 30 al , pe măsură ce materialul din stea începe să se amestece cu mediul interstelar la o distanță foarte mare. Cea mai relevantă dinamică care afectează gazul evacuat are loc în vecinătatea stelei, unde gazul este accelerat și se determină rata pierderii de masă a stelei. Cu toate acestea, din punct de vedere chimic, procese interesante au loc și la o distanță mare de stea. Aceste ultime procese, având în vedere volumul mare în care apar și adâncimea optică mai mare, sunt mai ușor de observat. [5]

Temperatura anvelopei este determinată de proprietățile gazului și prafului care înconjoară steaua și de dinamica acestora, dar tinde să scadă pe măsură ce distanța față de fotosfera stelară crește, care are de obicei o temperatură de 2000-3000 K. La o anumită distanță de stea, este suficient de scăzută pentru a permite formarea boabelor de praf. Aceste boabe absorb și împrăștie fotonii care vin din stea, astfel încât impulsul lor este transferat din radiație în praf. La rândul lor, boabele de praf își transferă impulsul către gaz prin frecare. Există mulți factori care fac acest proces mai eficient: boabele mai mari sunt împinse cu o forță mai mare prin gaz decât cele mai mici; metalicitatea scăzută duce la formarea unui număr mai mic de boabe și, prin urmare, la o accelerație mai mică a gazului; la fel se întâmplă în prezența densităților mai mici. În schimb, o luminozitate mai mare a stelei și, prin urmare, mai multă radiație, va face procesul mai eficient. Având în vedere dependența eficienței procesului de strălucirea stelei și având în vedere că stelele AGB sunt variabile Mira în ultima perioadă a evoluției lor, inelele de material mai dens, alternând cu altele mai puțin dense, se formează frecvent în anvelopa interstelară. [5]

Compoziția chimică a boabelor este determinată de abundența elementelor din atmosfera stelară. Dacă oxigenul predomină, atunci carbonul rămâne limitat în moleculele de CO, care nu participă la formarea boabelor de praf. În acest caz, boabele vor consta în principal din Al , Fe , Si , Mg și O , care sunt elementele care alcătuiesc silicații . În schimb, dacă predomină carbonul, acesta nu rămâne limitat la moleculele de CO și, prin urmare, poate contribui la formarea boabelor, care în acest caz vor fi compuse în principal din carbon amorf sau compuși carbonici. [5] [15]

Condițiile particulare în care se găsesc anvelopele circumstelare, caracterizate de șocurile cauzate de radiația intensă și de coliziunea dintre atomi și molecule, produc inversiuni ale populației potrivite pentru formarea maserilor . Moleculele de la originea maserelor sunt SIO , H 2 O , HO , HCN și SiS [16] [17] [18] [19] [20] În stelele încă bogate în oxigen sunt maserele SiO, H 2 O și OH să prevaleze. Exemple de stele AGB în care prevalează masere de acest tip sunt R Cassiopeiae și U Orionis , [21] în timp ce masere HCN și SiS sunt mai frecvente în stelele de carbon, cum ar fi IRC +10216 . Masers, pe de altă parte, sunt mai puțin frecvente în stelele din clasa S , adică în clasa care reprezintă un stadiu intermediar între stelele încă bogate în oxigen și cele cu carbon. [21]

Impuls termic târziu

Aproximativ un sfert dintre vedetele post-AGB sunt supuse a ceea ce se poate numi o „nouă naștere”. Când, datorită pierderii masive de masă din ultima fază a evoluției AGB, învelișul de hidrogen se subțiază, reducând sub masa critică de 1 × 10 −3 M ⊙ [22] , înlătură tot mai mult învelișul de heliu subiacent. Deoarece aceasta este mai caldă, temperatura suprafeței stelei crește. Steaua traversează apoi diagrama HR orizontal deplasându-se spre stânga, în zona stelelor albastre. Cu toate acestea, această fază este foarte scurtă, deoarece subțierea ulterioară a stratului de suprafață de hidrogen determină dispariția acestuia. Nu mai este alimentată de reacțiile nucleare, steaua începe să se răcească și să traverseze diagrama HR vertical în jos, în direcția zonei pitice albe.

În multe cazuri, există o reaprindere bruscă a învelișului de heliu atunci când steaua a ajuns în zona albastră a diagramei HR sau chiar atunci când se apropie de zona pitică albă. În primul caz vorbim de „puls termic târziu” (în engleză: puls termal târziu ), în al doilea caz de „puls termic ultratardiv” (în engleză: puls termal foarte târziu ). [23] Impulsul termic în ambele cazuri determină ridicarea heliului la suprafață și amestecarea hidrogenului rezidual cu învelișul de heliu subiacent. Hidrogenul este consumat de procesele de captare a protonilor de către atomii de carbon. Inițial, pulsul crește atât luminozitatea, cât și temperatura de suprafață a stelei, care poate atinge 50.000 K. [22] În această fază foarte scurtă, steaua, având o atmosferă la temperatură ridicată, lipsită de hidrogen și bogată în heliu și fiind înconjurat de gaze expulzate în timpul fazei AGB-TP, are un spectru similar cu cel al stelelor Wolf-Rayet . [24]

Cu toate acestea, în câteva decenii, steaua își extinde foarte mult raza și, în consecință, temperatura suprafeței sale scade considerabil, atât de mult încât revine la zona diagramei HR populată de stele AGB. Când, după o perioadă care poate fi calculată în câteva sute sau câteva mii de ani, impulsul se termină, steaua se îndreaptă definitiv către zona piticului alb.

Se crede că stele precum Sakurai Object sau FG Sagittae trec prin această fază.

Vedete super AGB

Cele mai masive stele AGB au proprietăți interesante, atât de mult încât sunt clasificate separat ca stele super-AGB. Au mase inițiale variind de la M8 M ☉ la ≈10 M ☉ . Limita inferioară este dată de masa sub care nu are loc fuziunea carbonului în magneziu , neon și oxigen și alte elemente grele în ultimele etape ale evoluției stelare. Pe de altă parte, stelele cu o masă de 8-10 M ☉ topesc carbonul și dezvoltă un nucleu degenerat de magneziu, neon și oxigen. Limita superioară este reprezentată în schimb de stele suficient de mari pentru a începe să topească oxigenul în condiții care nu sunt încă degenerate. Acest proces duce în cele din urmă la crearea unui miez de fier și la prăbușirea acestuia. [25] [26]

În stelele super-AGB, a doua dragare este mai eficientă decât în ​​AGB mai puțin masive, deoarece zona convectivă pătrunde mai adânc, în interiorul învelișului de heliu și parțial „corodează” miezul stelar aducând la suprafață cantități mari de 12 C , 16 O și 18 O. Eficiența celui de-al doilea dragaj determină scăderea masei totale a miezului, rămânând astfel sub limita Chandrasekhar și nu se prăbușește. [26] În stadiul TP-AGB, pe de altă parte, stelele super-AGB experimentează impulsuri termice mai frecvente (la fiecare 10-1000 de ani), dar mai puțin intense decât cele observate în stelele AGB mai puțin masive. Acest lucru se datorează faptului că, având nucleul stelelor super-AGB la temperaturi mai ridicate (350-430 milioane K), învelișul de heliu se formează mai repede și se aprinde mai repede decât în ​​stelele în masă. În consecință, a treia dragare este mai puțin eficientă decât în ​​stelele mai puțin masive. [26]

Soarta finală de stele super-AGB este incertă: ei pot termina existența lor în captură de electroni supernove sau final ca pitice albe cu oxigen, neon și magneziu . [27] Pe scurt, mecanismul declanșator al supernovelor de captură de electroni este după cum urmează: nucleul degenerat de oxigen, neon și magneziu este susținut de presiunea electronilor degenerați . La densități suficient de mari ( 4 × 10 12 kg / m³ [28] ), protonii atomilor de magneziu captează un electron, transformându-se în neutroni și emitând un neutrino . Acest lucru produce o scădere a presiunii electronilor degenerați care nu mai sunt capabili să oprească prăbușirea nucleului. Care dintre cele două canale evolutive (supernova sau pitică albă) va urma steaua super-AGB depinde de o multitudine de factori, care nu sunt încă pe deplin înțelese. Probabilitatea ca o stea AGB să-și încheie existența într-o supernovă, mai degrabă decât o pitică albă, crește odată cu masa stelară inițială, scade în stelele cu metalicitate ridicată și în stelele în care a treia dragare este mai eficientă și, prin urmare, scade masa din miezul stelar , împiedicându-l să atingă condițiile de densitate, astfel încât să declanșeze prăbușirea. Mai mult, scade în stelele unde vântul stelar este deosebit de intens și produce pierderi considerabile de masă în timpul fazei TP-AGB: dacă pierderea de masă este mare, creșterea miezului nu va fi suficientă pentru a declanșa colapsul. [26] [27]

Stelele super-AGB sunt obiecte foarte luminoase, cu frig (2500-4000 K) și suprafețe stelare masive (1000 R ☉ ). Acest lucru îi face aproape indistinct de super-giganții roșii puțin mai masivi și acest lucru le complică considerabil studiul. [26]

Notă

  1. ^ a b J. Lattanzio și M. Forestini, Nucleosynthesis in AGB Stars , Asymptotic Giant Branch Stars, IAU Symposium 191 , T. Le Bertre, A. Lebre, C. Waelkens, 1999, pp. 31-40. Adus pe 4 ianuarie 2017 .
  2. ^ I. Iben, Evoluția stelară. VI. Evoluție de la secvența principală la ramura roșu-uriașă pentru stele de masă 1 M ☉ , 1,25 M ☉ și 1,5 M ☉ , în The Astrophysical Journal , vol. 147, 1967, pp. 624-649, DOI : 10.1086 / 149040 . Adus la 10 ianuarie 2017.
  3. ^ a b c E. Vassiliadis, PR Wood, Evoluția stelelor cu masă mică și intermediară până la capătul ramurii gigantice asimptotice cu pierdere de masă , în The Astrophysical Journal , vol. 413, nr. 2, 1993, pp. 641-657, DOI : 10.1086 / 173033 . Adus pe 11 ianuarie 2017.
  4. ^ a b c d John C. Lattanzio și Peter R. Wood, Evolution, Nucleosynthesis, and Pulsation of AGB Stars , în Harm J. Habing și Hans Olofsson (ed.), Asymptotic Giant Branch Stars , New York, Springer, 2004, pp. 23-104, DOI : 10.1007 / 978-1-4757-3876-6 , ISBN 9781441918437 .
  5. ^ a b c d și HJ Habing, plicuri Circumstellar și stele Asymptotic Giant Branch , în The Astronomy and Astrophysics Review , vol. 7, nr. 2, 1996, pp. 97-207, DOI : 10.1007 / PL00013287 . Adus pe 2 iunie 2018 .
  6. ^ P. Marigo și colab. , Evoluția stelelor ramificate gigantice asimptotice. II. Optice la izocronele cu infraroșu îndepărtat cu modele îmbunătățite TP-AGB , în Astronomie și astrofizică , vol. 482, nr. 3, 2008, pp. 883-905, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078467 . Adus de 17 aprilie 2017.
  7. ^ a b c d Norbert Langer, Evoluția târzie a stelelor cu masă mică și medie ( PDF ), su astro.uni-bonn.de , Universität Bonn. Adus la 18 aprilie 2017 (arhivat din original la 21 aprilie 2017) .
  8. ^ a b R. Gallino și colab. , Evoluție și nucleozinteză în stelele ramificate gigantice asimptotice cu masă redusă. II. Captură de neutroni și acestea - Proces , în Jurnalul astrofizic , vol. 497, nr. 1, 1998, pp. 388-403, DOI : 10.1086 / 305437 . Adus de 18 aprilie 2017.
  9. ^ N. Mowlavi, Cu privire la al treilea fenomen de dragare în stelele gigantice asimptotice , în Astronomy and Astrophysics , vol. 344, 1999, pp. 617-631. Adus de 18 aprilie 2017.
  10. ^ Martin AT Groenewegen și Paula Marigo, Synthetic AGB Evolution , în Harm J. Habing și Hans Olofsson (eds), Asymptotic Giant Branch Stars , New York, Springer, 2004, pp. 105-149, DOI : 10.1007 / 978-1-4757-3876-6 , ISBN 9781441918437 .
  11. ^ PR Wood, EA Olivier și SD Kawaler, Long Secondary Periods in Pulsating Asymptotic Giant Branch Stars: O investigație a originii lor , în The Astrophysical Journal , vol. 604, n. 2, 2004, pp. 800-816, DOI : 10.1086 / 382123 . Adus pe 19 aprilie 2017 .
  12. ^ Christoffel Waelkens și Rens BFM Waters, Stele post-AGB , în Harm J. Habing și Hans Olofsson (eds), Asymptotic Giant Branch Stars , New York, Springer, 2004, pp. 519-554, DOI : 10.1007 / 978-1-4757-3876-6 , ISBN 9781441918437 .
  13. ^ a b F. Herwig, Evoluția stelelor ramificate gigantice asimptotice , în Revista anuală de astronomie și astrofizică , vol. 43, nr. 1, 2005, pp. 435-479, DOI : 10.1146 / annurev.astro . 43.072103.150600 . Adus la 23 aprilie 2017.
  14. ^ AI Boothroyd, Heavy elements in stars , în Știință , vol. 314, nr. 5806, 2006, pp. 1690–1691, DOI : 10.1126 / science.1136842 . Adus la 26 aprilie 2017 .
  15. ^ P. Woitke, Too little radiation pressure on dust in the winds of oxygen-rich AGB stars , in Astronomy and Astrophysics , vol. 460, n. 2, 2006, pp. L9, DOI : 10.1051/0004-6361:20066322 , arXiv : astro-ph/0609392 . URL consultato il 18 ottobre 2018 .
  16. ^ RM Deacon, JM Chapman, AJ Green e MN Sevenster, H 2 O Maser Observations of Candidate Post‐AGB Stars and Discovery of Three High‐Velocity Water Sources , in The Astrophysical Journal , vol. 658, n. 2, 2007, pp. 1096-1113, DOI : 10.1086/511383 , arXiv : astro-ph/0702086 . URL consultato il 18 ottobre 2018 .
  17. ^ EML Humphreys, Submillimeter and millimeter masers , in Astrophysical Masers and their Environments, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium , vol. 242, n. 1, 2007, pp. 471-480, DOI : 10.1017/S1743921307013622 . URL consultato il 9 novembre 2018 .
  18. ^ JP Fonfría Expósito, M. Agúndez, B. Tercero, JR Pardo e J. Cernicharo, High-J v=0 SiS maser emission in IRC+10216: A new case of infrared overlaps , in The Astrophysical Journal , vol. 646, n. 1, 2006, pp. L127-L130, DOI : 10.1086/507104 . URL consultato il 9 novembre 2018 .
  19. ^ P. Schilke, DM Mehringer e K. Menten, A submillimeter HCN laser in IRC+10216 , in The Astrophysical Journal , vol. 528, n. 1, 2000, pp. L37-L40, DOI : 10.1086/312416 . URL consultato il 9 novembre 2018 .
  20. ^ P. Schilke e KM Menten, Detection of a second, strong submillimeter HCN laser line towards carbon stars , in The Astrophysical Journal , vol. 583, n. 1, 2003, pp. 446-450, DOI : 10.1086/345099 . URL consultato il 9 novembre 2018 .
  21. ^ a b D. Engels, Catalogue of late-type stars with OH, H2O or SiO maser emission , in Astronomy and Astrophysics Supplement Series , vol. 36, 1979, pp. 337-345. URL consultato il 9 novembre 2018 .
  22. ^ a b TM Lawlor e J.McDonald, Sakurai's Object, V605 Aquilae, and FG Sagittae: An Evolutionary Sequence Revealed , in The Astrophysical Journal , vol. 583, n. 2, 2003, pp. 913-922, DOI : 10.1086/345411 . URL consultato il 2 giugno 2018 .
  23. ^ ( EN ) HW Duerbeck, C. Sterken, DW Kurtz, The final helium flash object V4334 Sgr (Sakurai's Object) - an overview , Observational aspects of pulsating B and A stars , San Francisco, Astronomical Society of the Pacific, 2002, pp. 237-248, Bibcode : 2002ASPC..256..237D , ISBN 1-58381-096-X . URL consultato il 26 novembre 2018 .
  24. ^ C. Aerts, J. Christensen-Dalsgaard e DW Kurtz, Asteroseismology , Springer, 2010, pp. 37 –38, ISBN 978-1-4020-5178-4 .
  25. ^ L. Siess, Evolution of massive AGB stars , in Astronomy and Astrophysics , vol. 448, n. 2, 2006, pp. 717-729, Bibcode : 2006A&A...448..717S , DOI : 10.1051/0004-6361:20053043 . URL consultato il 28 novembre 2018 .
  26. ^ a b c d e ( EN ) C. Doherty et al. , Super-AGB Stars and their Role as Electron Capture Supernova Progenitors , in Publications of the Astronomical Society of Australia , vol. 34, 2017, pp. id.e056, Bibcode : 2017PASA...34...56D , DOI : 10.1017/pasa.2017.52 . URL consultato il 28 novembre 2018 .
  27. ^ a b ( EN ) JJ Eldridge e CA Tout, Exploring the divisions and overlap between AGB and super-AGB stars and supernovae , in Memorie della Società Astronomica Italiana , vol. 75, 2004, p. 694, Bibcode : 2004MmSAI..75..694E . URL consultato il 3 dicembre 2018 .
  28. ^ ( EN ) K. Nomoto "et al.", American Institute of Physics, Electron-capture supernovae of super-asymptotic giant branch stars and the Crabsupernova 1054 , Origin of Matter and Evolution of Galaxies, Tsukuba, Japan, 18-21 novembre 2016 , AIP Conference Proceedings, 2013, pp. 258-265, DOI : 10.1063/1.4874079 . URL consultato il 3 dicembre 2018 .

Voci correlate

Collegamenti esterni

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Ramo_asintotico_delle_giganti&oldid=121928473 "