點根據性가지 ( 英語 : Asymptotic giant branch )는 작거나 中間 程度의 質量 을 가진 별들이 位置하고 있는 헤르츠스프룽-러셀 圖表 上의 進化 領域 中 하나로, 中小 質量(0.4-12 太陽質量)을 가진 별이 一生 末期에 進入하는 恒星 進化 過程의 한 時期이다.

點根據性가지(AGB) 별은 觀測敵으로 太陽 보다 數千倍 밝은 赤色巨星 으로 보인다. 그 별의 內部 構造는 炭素 와 酸素 로 構成된 中心의 非活性 核으로 특징지어진다. 그곳을 덮는 껍질을 構成하는 헬륨 은 炭素를 形成하는 核融合(헬륨燃燒過程)을 겪고 있다. 또다른 껍질을 構成하는 水素 는 헬륨를 形成하는 核融合(水素燃燒過程)을 겪고 있고, 그 밖에 主系列星 과 類似한 造成을 가지는 아주 큰 껍질이 있다. ^[1]

現在 點根據性 段階에 있는 별은 미라, 黃새치자리 R이 있다.

鎭火 [ 編輯 ]

별의 中心核에서 核融合 過程을 통해 水素가 枯渴될 때, 中心核은 修築하며 溫度는 增加하여 별의 바깥層을 膨脹시키고 차갑게 만든다. 별은 HR 圖表의 右側上端 모퉁이 쪽의 經路를 따라서 광도 가 크게 增加하여 後點根據性 이 된다.

中心核의 溫度가 約 3×10 ⁸ K 에 이를 때 헬륨 燃燒가 始作된다. 中心核에서의 헬륨 燃燒의 始作은 별의 冷却과 광도 增加를 멈추고 HR 圖表의 왼쪽 아래로 移動하게 만든다. 이는 水平가지 (種族 2의 별) 또는 赤色軍 (種族 1의 별)이다. 核에서의 헬륨 燃燒가 끝난 後, 별은 다시 圖表의 오른쪽 위로 움직인다. 이 經路는 以前의 赤色巨星가지 의 方向과 거의 나란한데, 이런 理由로 漸近 巨星가지( asymptotic giant branch )라고 이름이 붙여졌다. 이러한 恒星 進化 段階에 있는 별은 AGB 別로 알려져 있다.

AGB의 段階 [ 編輯 ]

AGB의 段階는 初期 AGB( early AGB , E-AGB)와 熱脈動 AGB( thermally pulsing AGB , TP-AGB)으로 나뉜다. E-AGB 段階에 있을 때 株에너지源은 大部分 炭素 와 酸素 로 構成된 中心核 近處의 껍질에서 일어나는 헬륨 融合이다. 이 段階에서 별은 다시 赤色巨星이 되기 위해 크게 부풀어오른다. 별의 半지름은 天文單位 (~215 R _☉ ) 만큼 커질 수 있다.

헬륨 껍질의 燃料價 枯渴된 以後에는 TP-AGB 段階로 進入한다. 별은 이제 안쪽의 헬륨 껍질을 매우 얇은 層에 制限시키고 헬륨 껍질의 安定的인 融合을 막는, 얇은 껍질에 있는 水素의 融合으로부터 에너지를 얻게 된다. 그러나 10,000 ~ 100,000年의 期間에 헬륨은 水素 껍질 燃燒爐부터 다시 쌓이면서 暴發的인 헬륨 껍질 燃燒가 이루어진다. 이 過程은 헬륨 껍질 閃光 으로 알려져 있다. 껍질 閃光의 光度는 별의 總 광도의 數千 倍에서 最高潮를 이루지만, 單 몇 年만에 幾何級數的으로 減少한다. 껍질 閃光은 별의 膨脹과 冷却을 惹起하여 水素 껍질 燃燒를 멈추고 두 껍질 사이 領域에 强한 對流를 일으킨다. 헬륨 껍질 燃燒가 水素 껍질 領域에 가까워지면, 溫度가 增加하여 水素 融合을 點火하고 週期가 再始作된다. 헬륨 껍질 閃光에 依한 광도의 잠깐 동안의 큰 增加는 별의 겉보기 밝기를 數百 年 동안 10分의 數 等級 增加하게 만든다. 이 變化는 이 類型의 별에서 흔히 볼 수 있는 數十 日에서 數百 日 程度의 週期의 밝기 變動과 無關하다.

단 數百 年 동안 持續되는 熱脈動 期間에, 中心核 領域에서의 物質은 바깥層의 物質과 섞여 表面 造成의 變化를 惹起한다. 이 過程은 浚渫 으로 불린다. 浚渫로 인해서 AGB 별은 스펙트럼 에서 S-過程 의 元素를 보여준다. 그리고 剛한 浚渫은 炭素別 의 形成으로 이어질 수도 있다. 熱脈動을 따르는 모든 浚渫은 세番째 浚渫으로 表現된다. 赤色巨星가지에서 發生하는 첫番째 浚渫과 E-AGB에서 發生하는 두番째 浚渫 以後에 發生하기 때문이다. 어떤 境遇에는 두番째 浚渫이 發生하지 않을 수도 있지만, 그래도 熱脈動에 依한 浚渫은 세番째 浚渫으로 表現될 것이다. 熱脈動은 처음 얼마 間은 急激히 世紀가 增加한다. 그래서 세番째 浚渫은 一般的으로 中心核 物質을 表面으로 옮기는 데 가장 信憑性있다.

AGB 별은 普通 長週期 變光星 이고, 항성風 의 發生으로 많은 質量을 잃고 있다. 熱脈動은 質量의 큰 損失을 誘發하고, 結果로 별 周圍의 物質로 構成된 껍질을 벗겨낸다. 별은 AGB 段階에서 全體의 50~70%에 該當하는 質量을 잃는다.

點根據誠意 別 周圍 外皮層 [ 編輯 ]

AGB 별의 大量 質量 損失은 별이 巨大한 別 周圍 外皮層 (CSE)으로 둘러싸여 있음을 의미한다. AGB의 平均 壽命이 100萬 年이고 바깥 速度가 10 km/s 程度임을 勘案하면, 그것의 最大 크기는 約 3×10 ¹⁴ km(30 光年)으로 推定할 수 있다. 이는 항성風 物質이 星間物質 과 混合되기 始作할 最大 값으로, 또한 별과 星間가스 사이의 速度 差異가 없을 것으로 推定된다. 疫學的으로 가장 흥미로운 事件은 恒星風이 불면서 質量損失率이 測定된 별과 꽤 가깝다는 것이다. 그러나, CSE의 바깥層은 化學的으로 흥미로운 過程들을 보여주는데, 크기와 낮은 光學깊이 로 因해 觀測하기 쉽다.

CSE의 溫度는 가스와 먼지의 加熱과 冷却 特徵으로부터 測定될 수 있지만, 2,000~3,000 K의 별의 鑛區 로부터의 房四거리의 減少에 依해서도 測定될 수 있다. CSE 方向의 AGB의 化學的 狀態는 Kemper (2000) ^{[ 出處 必要 ]} 에 依해 아래와 같은 것을 示唆한다.

1. 鑛區: 局所的 熱平衡 化學
2. 脈動하는 별의 껍질: 衝擊 化學
3. 먼지兄聲帶
4. 化學的 平穩
5. 星間 紫外線 複寫와 分子 의 광解離 - 複合 化學

먼지兄聲帶에서 所謂 耐火金屬( Fe , Si , Mg ..)으로 불리는 것들은 氣體狀態로 蒸發하여 티끌 이 될 것이다. 새로 形成된 먼지는 卽時 表面 觸媒反應을 도울 것이다. AGB 별에서의 항성風은 宇宙먼지 形成 場所로, 宇宙의 主된 먼지 形成 場所로 여겨지고 있다.

또한 AGB 별( 미라型 變光星 과 OH/IR 별 )의 항성風은 메이저 放出 場所이기도 하다. 마이크로파를 增幅하고 있는 分子로는 SiO , H _2O , OH 이 있다.

後에 별은 껍질의 거의 大部分을 잃고, 오직 核만 남게된다. 이들은 나아가 짧은 壽命의 전행성上 星雲 으로 進化한다. AGB 별의 껍질은 最終的으로 行星上 星雲 이 된다.

末期 熱脈動 [ 編輯 ]

모든 後-點根據誠意 四分의 一 만큼은 回生( born-again )한다. 이 때 炭素-酸素 核은 헬륨과 그 바깥 水素의 껍질로 둘러싸여 있다. 萬若 헬륨이 다시 燃燒되어 熱脈動을 일으키고 별을 빠르게 點根據性으로 되돌려 놓는다면, 水素가 缺乏되고 오직 헬륨만 燃燒하는 恒星 天體가 된다. ^[2] 熱脈動이 發生하는 동안에도 별에 水素 燃燒 껍질이 存在한다면, 이 熱脈動은 末期 熱脈動( late thermal pulse )라고 불리게 된다. 그렇지 않으면 極末期 熱脈動( very late thermal pulse )라고 불린다. ^[3]

回生한 별의 待機 外郭은 항성風을 發生시키고 별을 헤르츠스프룽-러셀 圖表 를 가로지르는 進化 經路를 한番 더 따르게 만든다. 그러나 이 段階는 고작 約 200年 동안만 持續되다 별이 다시 白色矮星 段階로 進入할 程度로 매우 짧다. 觀測的으로 末期 熱脈動 段階는 별이 自體가 만든 星雲에 內部에 있다는 點에서 울프-레이에 別 과 거의 同一한 것처럼 보인다. ^[2]

焦點根據性 [ 編輯 ]

 이 部分의 本文은 焦點根據性 입니다.

點根據性으로 進化 可能한 上限 質量에 가까운 별들은 焦點根據性이라 別名이 붙여지고, 몇몇 흥미로운 特徵을 보여준다. 이들의 質量은 8 M _☉ 에서 12M _☉ 까지이다. 이들은 헬륨보다 무거운 元素를 合成하고 있는 더 무거운 超巨星 으로의 轉換 過程에 該當된다. 三重알파過程 을 겪는 동안, 炭素보다 무거운 一部 元素가 生成된다. 大部分은 酸素지만 마그네슘 과 네온 , 그보다 무거운 元素도 있다. 部分的으로 縮退된 炭素-酸素 核을 가진 焦點根據姓은 炭素를 燃燒하기에 充分하다. 이 때의 閃光은 初期의 헬륨閃光과 類似하다. 두番째 浚渫은 이 質量 範圍에서 매우 强하게 일어난다. 核의 크기는 큰 質量의 超巨星 에서 發生하는 네온의 燃燒를 위해 要求되는 水準보다 낮은 水準으로 維持하게 된다. 熱脈動의 크기와 세番째 浚渫은 작은 質量의 별과 比較했을 때 줄어든다. 代身에 熱脈動의 發生 頻度는 劇的으로 增加한다. 初期質量이 8~12 太陽質量中 높은 쪽의 焦點根據姓은 電子捕獲 超新星 으로써 暴發하게 된다. 그러나 一般的으로 酸素-네온 白色矮星으로 끝을 맞이하게 된다. 이 별들은 보다 큰 質量의 超巨星보다 더 흔하다. 이들은 中心核 崩壞의 超新星의 大部分을 차지할 것이다. 이들 超新星으로 觀測된 例는 推論에 依存한 模型의 貴重한 檢證 手段으로 提供된다.

같이 보기 [ 編輯 ]

• 炭素別
• 미라
• 미라型 變光星
• 行星上 星雲
• 赤色巨星

各州 [ 編輯 ]

外部 링크 [ 編輯 ]

• Norbert Langer, 별과 별의 鎭火 講義 노트. 中小質量 별의 末期 鎭火. https://web.archive.org/web/20141013212949/http://www.astro.uni-bonn.de/~nlanger/siu_web/ssescript/new/chapter10.pdf
• H. J. Habing, Hans Olofsson; 點根據性가지 別 , 슈프링어 (2004). ISBN   0-387-00880-2 .

• McCausland, R. J. H.; Conlon, E. S.; Dufton, P. L.; Keenan, F. P. 높은 銀위에 있는 뜨거운 後-點根據性가지 別 http://adsabs.harvard.edu/abs/1992ApJ...394..298M