Асимптотическая ветвь гигантов

Асимптоти́ческая ветвь гига́нтов — поздняя стадия эволюции звёзд небольшой и средней массы. Звёзды на эволюционном этапе асимптотической ветви гигантов имеют низкие температуры и большие размеры и светимости. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела такие звёзды занимают определённую область, также называемую асимптотической ветвью гигантов. Они часто переменны, и у них наблюдается сильный звёздный ветер.

Этой стадии предшествует либо стадия горизонтальной ветви, либо стадия голубой петли, в зависимости от массы звезды. Асимптотическая ветвь гигантов делится на две части: раннюю асимптотическую ветвь гигантов и фазу тепловых пульсаций. Последняя характеризуется быстрой потерей массы и периодической сменой источников энергии звезды.

Наиболее массивные звёзды на этой стадии испытывают углеродную детонацию и становятся сверхновыми либо эволюционируют дальше как сверхгиганты, но остальные звёзды завершают эту стадию сбросом оболочки и превращением в планетарную туманность, а затем в белый карлик. Солнце также пройдёт эту стадию в будущем.

Звёзды асимптотической ветви гигантов имеют низкие температуры и поздние спектральные классы — в основном M, S и C^[1], но большие размеры и высокие светимости. Поэтому, с учётом класса светимости, они относятся к красным гигантам или сверхгигантам^[2][3].

На асимптотической ветви гигантов оказываются звёзды с начальными массами не менее 0,5 M_⊙, но не более 10 M_⊙, что обусловлено ходом эволюции звёзд (см. ниже^[⇨])^[3][4]. Внешние слои таких звёзд очень разрежены, поэтому у них наблюдается сильный звёздный ветер, приводящий к быстрой потере массы, до 10⁻⁴ M_⊙ в год^[5][6].

Ядра таких звёзд состоят из углерода и кислорода. Вокруг ядра располагается оболочка из гелия, которая, в свою очередь, окружена протяжённой водородной оболочкой. Конвективная зона занимает большую часть внешней оболочки. В ядрах не идёт термоядерный синтез, но он идёт в оболочках звезды (слоевых источниках) либо в одной из них: в гелиевой оболочке происходит горение гелия, а на границе гелиевой и водородной оболочек — превращение водорода в гелий, в первую очередь посредством CNO-цикла^[2][6].

Звёзды на эволюционной стадии асимптотической ветви гигантов хорошо видны в шаровых звёздных скоплениях — на диаграмме Герцшпрунга — Рассела они занимают область, которая также называется асимптотической ветвью гигантов. Они ярче звёзд, относящихся к ветви красных гигантов при одинаковых спектральных классах. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела обе эти ветви идут практически параллельно, сближаются в области наибольших светимостей, но не пересекаются. Благодаря этому верхняя ветвь называется асимптотической, как и стадия эволюции, соответствующая этой ветви^[2][5].

Примером звезды асимптотической ветви гигантов может служить R Скульптора^[6].

Звёзды асимптотической ветви гигантов часто бывают переменными различных типов. Те звёзды, которые достаточно остыли и увеличились в размере в ходе эволюции, становятся долгопериодическими переменными — этот тип переменных звёзд довольно разнороден, и звёзды асимптотической ветви гигантов могут относиться к двум его подтипам. Первый тип — мириды, отличающиеся периодическими пульсациями и очень большой амплитудой изменения яркости, второй — полуправильные переменные с меньшей амплитудой изменения блеска и менее регулярными колебаниями^[5][6][7].

Также в ходе эволюции такие звёзды могут пересекать полосу нестабильности и становиться пульсирующими переменными типа BL Геркулеса или типа W Девы^[8].

Звёзды переходят на асимптотическую ветвь гигантов, когда в их ядре заканчивается гелий, а термоядерный синтез с его участием продолжается вокруг ядра, состоящего из углерода и кислорода. В зависимости от начальной массы, этой стадии эволюции предшествует стадия горизонтальной ветви (или красного сгущения) либо голубой петли. Нижний предел массы для попадания на эту стадию — 0,5 M_⊙, так как менее массивные звёзды неспособны запустить горение гелия, а верхний предел — около 10 M_⊙: в более массивных звёздах реакции с участием гелия начинаются вскоре после схода с главной последовательности, и звёзды становятся сверхгигантами^[9][10][11].

После перехода на асимптотическую ветвь гигантов звезда начинает увеличиваться в размере и охлаждаться; для звёзд небольшой массы эволюционный трек на этой стадии проходит близко к треку на ветви красных гигантов, лишь при немного бо́льших температурах для той же светимости. Для более массивных звёзд это не так: асимптотическая ветвь для них проходит в области бо́льших светимостей, чем ветвь красных гигантов. Однако в обоих случаях процессы в звезде имеют сходство с происходящими в звёздах на ветви красных гигантов^[10][11].

Изначально на этой стадии термоядерный синтез идёт в двух слоевых источниках: в гелиевом и в водородном. По мере расширения звезды водородная оболочка охлаждается и становится менее плотной, поэтому термоядерные реакции в ней прекращаются. У маломассивных звёзд это приводит ко временному уменьшению размера и светимости. После этого звезда снова продолжает расширяться и становиться ярче и в результате на диаграмме Герцшпрунга — Рассела на некоторое время задерживается в одной области. В многочисленных звёздных популяциях большого возраста в этой области одновременно может находиться много звёзд асимптотической ветви гигантов. В англоязычной литературе эта область называется AGB clump (букв. «сгущение на асимптотической ветви гигантов»)^[12].

Расширение звезды и выключение водородного слоевого источника приводит к тому, что конвективная оболочка распространяется на всё более глубокие области, и в звёздах массивнее 3—5 M_⊙ (в зависимости от химического состава) случается второе вычерпывание, при котором на поверхность выносится значительная масса, до 1 M_⊙ для наиболее массивных звёзд, гелия и азота^[12].

В любом случае до тех пор, пока горение гелия идёт в оболочке вокруг инертного ядра, звезда находится на так называемой ранней асимптотической ветви гигантов. Дальнейшая эволюция на асимптотической ветви гигантов проходит гораздо быстрее, а её характер зависит от массы звезды^[13].

Переход Солнца на асимптотическую ветвь гигантов случится приблизительно через 7,8 миллиарда лет, когда его возраст будет составлять около 12,3 миллиарда лет. К этому моменту Солнце будет иметь массу около 0,71 M_⊙, светимость 44 L_⊙, температуру 4800 K и радиус 9,5 R_⊙. Через 20 миллионов лет после этого ранняя асимптотическая ветвь гигантов для Солнца завершится: к тому моменту его масса сократится до 0,59 M_⊙, а температура — до 3150 K. Радиус увеличится приблизительно до 130 R_⊙, а светимость — до 2000 L_⊙. Точные же параметры Солнца зависят от того, какую часть массы оно потеряет^[14].

Ход дальнейшей эволюции звезды зависит от её массы. У всех звёзд на асимптотической ветви гигантов имеется ядро из углерода и кислорода. Изначально оно инертно, но его масса постепенно увеличивается, ядро уплотняется и становится вырожденным. Если масса звезды достаточно велика, то в ней происходит углеродная детонация — взрывообразный запуск ядерного горения углерода. Это явление похоже на гелиевую вспышку, но мощнее, и может привести ко взрыву звезды как сверхновой, но также возможно, что звезда уцелеет и продолжит эволюцию по сценарию сверхгиганта^[9][15][16]. Таким образом, наиболее массивные звёзды на этой стадии эволюции часто рассматриваются как переходный тип звёзд между менее массивными звёздами асимптотической ветви гигантов и сверхгигантами^[17][18].

Минимальная начальная масса звезды, при которой эволюция идёт по такому сценарию, является чувствительной функцией химического состава. Для звёзд с металличностью, близкой к солнечной, а также очень бедных металлами, это значение составляет около 8 M_⊙. Минимум функции достигается при доле элементов тяжелее гелия, равной 0,001, — в этом случае необходимая для углеродной детонации масса составляет лишь 4 M_⊙^[16].

Если звезда имеет массу меньше вышеописанного предела, то её ядро остаётся инертным. Горение гелия в слоевом источнике продолжается до тех пор, пока весь гелий в нём не закончится — в этот момент звезда переходит на стадию тепловых пульсаций (англ. thermally pulsating AGB phase). После этого оболочка резко сжимается и нагревается, в результате чего в ней начинается синтез гелия из водорода^[16].

В ходе этого процесса вокруг ядра снова накапливается гелий, который постепенно уплотняется и нагревается. Когда масса накопленного гелия превышает некоторый предел, зависящий от массы ядра, начинается горение гелия: например, при массе ядра в 0,8 M_⊙ предельная масса гелия составляет 10⁻³ M_⊙, и чем больше масса ядра, тем меньше предельная масса гелия. В этом процессе наблюдается положительная обратная связь: термоядерные реакции повышают температуру, которая, в свою очередь, увеличивает темп термоядерных реакций — происходит слоевая гелиевая вспышка^[19], мощность которой может достигать 10⁷—10⁸ L_⊙. Это событие приводит к расширению внешних оболочек и прекращению реакций в водородном слоевом источнике, а потом и к расширению самого слоевого источника и прекращению положительной обратной связи^[20].

Описанный выше процесс называется тепловой пульсацией (англ. thermal pulse) и длится порядка нескольких сотен лет. После этого идёт более длительная фаза горения гелия с постоянной мощностью, а когда гелий исчерпывается — он снова начинает синтезироваться из водорода, после чего происходит следующая тепловая пульсация. Пульсации могут происходить многократно в одной звезде, а период между ними зависит от массы ядра и уменьшается с её ростом^[19][21].

После каждой тепловой пульсации в звёздах происходит распространение конвективной зоны на бо́льшую глубину. У звёзд с начальной массой более 1,2—1,5 M_⊙ она проникает достаточно глубоко, чтобы случилось третье вычерпывание, при котором на поверхность выносятся гелий, углерод и элементы, возникающие при s-процессе. В результате после какого-то числа тепловых пульсаций на поверхности звезды углерода оказывается больше, чем кислорода, и звезда становится углеродной звездой^[21].

У звёзд массивнее 6—7 M_⊙ наиболее глубокие части конвективной зоны могут иметь настолько высокую температуру, что в них происходит термоядерный синтез, продукты которого сразу же выносятся на поверхность. Из-за этого явления, в англоязычной литературе имеющего название hot-bottom burning, углерод во внешних слоях звезды превращается в азот, что препятствует появлению углеродных звёзд. Кроме того, поверхность таких звёзд сильно обогащается литием: в частности, практически во всех долгопериодических переменных содержание этого элемента на поверхности на три порядка больше, чем было бы в отсутствие такого явления^[22].

Также именно на этой стадии наблюдается наиболее сильный звёздный ветер, темп потери массы из-за которого может доходить до 10⁻⁴ M_⊙ в год. Кроме того, наблюдается зависимость между темпом потери массы и периодом переменности звёзд, а также со скоростью самого звёздного ветра^[23].

Солнце будет находиться на стадии тепловых пульсаций всего лишь 400 тысяч лет. Численное моделирование этой стадии является сложной задачей, на его результаты влияет и то, что процессы потери массы звёздами изучены недостаточно. Согласно наиболее правдоподобному сценарию, к концу этой стадии масса Солнца сократится до 0,54 M_⊙, оно переживёт 4 тепловые пульсации, его радиус будет колебаться в пределах 50—200 R_⊙, а светимость — от 500 до 5000 L_⊙. Максимальный радиус Солнца при этом составит 0,99 а. е., что больше современной орбиты Венеры, но из-за потери Солнцем массы Венера к тому моменту перейдёт на более далёкую орбиту и избежит поглощения звездой. Тем не менее также был рассмотрен сценарий, при котором Солнце в течение жизни теряет массу более медленно — в таком случае оно переживёт 10 тепловых пульсаций, достигнет большего радиуса, а планеты слабее изменят орбиты, в результате чего Солнце поглотит и Венеру, и Землю. Меркурий же в любом случае окажется поглощён Солнцем ещё на ветви красных гигантов^[14].

Количество тепловых пульсаций, которые испытывает звезда, ограничено массой водородной оболочки, которая постепенно снижается из-за сильного звёздного ветра и горения водорода в слоевом источнике. Когда масса оболочки уменьшается до нескольких тысячных долей массы Солнца, синтез гелия прекращается. Звезда покидает асимптотическую ветвь гигантов, оболочки из водорода и гелия начинают быстро сжиматься. При этом температура на поверхности звезды увеличивается, а светимость остаётся практически постоянной. Звезда и выброшенное ей вещество становятся протопланетарной туманностью, а когда температура звезды увеличивается до 30 тыс. K и вещество ионизуется — планетарной туманностью^[24][25].

Пример звезды, находящейся на этой стадии, — Barnard 29 в скоплении M 13^[26]. Для Солнца сход с асимптотической ветви гигантов займёт лишь 100 тысяч лет, и его светимость в это время будет составлять около 3500 L_⊙. Во время перехода максимальная температура Солнца составит 120 тыс. K, а радиус уменьшится до 0,08 R_⊙^[14].

Дальнейшая эволюция может идти по различным сценариям. Первый, наиболее простой и вероятный — звезда, лишившаяся источников энергии, будет постепенно остывать и тускнеть, став белым карликом. Второй путь реализуется, если при сжатии звезды гелиевая оболочка нагревается достаточно, чтобы произошла ещё одна, финальная, тепловая пульсация — в результате звезда на короткое время возвращается к асимптотической ветви гигантов, после чего снова сжимается и превращается в белый карлик. Пример такой звезды — FG Стрелы. Наконец, существует ещё один вариант — при нём оболочка из водорода нагревается достаточно, чтобы началось его горение с положительной обратной связью. При этом должна наблюдаться вспышка новой звезды, после чего образуется белый карлик, на поверхности которого может полностью отсутствовать водород^[24].

Асимптотическая ветвь гигантов была впервые выделена из множества остальных красных гигантов в работе Хэлтона Арпа 1955 года^[27][28][29]. В то же время обретала современный вид и теория эволюции звёзд: в 1954 году Аллан Сэндидж установил, что звёзды становятся красными гигантами после схода с главной последовательности. С того времени эволюция звёзд была глубоко изучена, равно как и свойства звёзд асимптотической ветви гигантов, однако некоторые детали касательно этих звёзд остаются неизвестными^[30][31]. Наименее изученными остаются самые массивные звёзды асимптотической ветви гигантов, с определённого момента эволюционирующие как сверхгиганты: первые работы, посвящённые таким звёздам, были проделаны только в 1990-х годах^[17][32].

• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin; New York: Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.
• Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations. — Chichester, UK; Hoboken, N. J.: John Wiley & Sons, 2005. — 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X.
• Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — М.: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.

• Langer N. Late evolution of low- andintermediate-mass stars  (неопр.). Stars and Stellar evolution lecture notes. University of Bonn/Argelander-Institut für Astronomie. Дата обращения: 29 января 2013. Архивировано 13 октября 2014 года.
• McCausland R. J. H.; Conlon E. S.; Dufton P. L.; Keenan F. P. (1992). "Hot post-asymptotic giant branch stars at high galactic latitudes". The Astrophysical Journal. 394 (1): 298—304. Bibcode:1992ApJ...394..298M. doi:10.1086/171582.