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漸近巨星分枝 - Wikipedia コンテンツにスキップ

漸近巨星分枝

出典: フリ?百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』
異なった質量における恒星の進化がヘルツシュプルング?ラッセル?に表されている。漸近巨星分枝は、2太陽質量の線で、AGBと書かれている。

漸近巨星分枝 [1] [2] （ぜんきんきょせいぶんし、asymptotic giant branch [1] [2] ）または漸近巨星枝（ぜんきんきょせいし） [3] は、 ヘルツシュプルング?ラッセル? （HR?）において、低?で明るい、進化の進んだ 恒星 が分布する部分。小中質量星（0.8から8 太陽質量 ( M ? ) ）は全てその生涯の後半にこの段階を?る。

?測上は、 太陽 より?千倍明るい 赤色巨星 のように見える。 酸素 と 炭素 からなるほとんど不活性な中心核と、 ヘリウム の 核融合 で炭素が形成される?、 水素 の核融合でヘリウムが形成される?、通常の恒星と似た化?組成を持つ非常に大きな外層、といった?部構造を持つ [4] 。

恒星の進化 [ 編集 ]

主系列から漸近巨星分枝へ [ 編集 ]

小中質量の恒星が中心部の水素を燃?し?くすと、水素核融合によって生じたヘリウムでできた核が形成される。この中心核では核融合反?が起こらず、自らの重力で潰れていくのを 電子 の縮退?で支えられた?態となっている。この?縮する過程で?生する熱により、中心核を取り?む水素の?のような層で核融合が行われる [5] 。水素?での核融合によりヘリウムが供給されることで中心核の質量は?え、さらに縮退が進んで?度は上昇する [5] 。逆に、核の周りの外層は膨張して表面?度は下がるため、光度が大きく低?の赤色巨星となる。このような天?は、HR?上では右上の赤色巨星分枝 (RGB, Red Giant Branch) と呼ばれる部分に分布する [6] 。この段階で、核で生成された物質の一部が外層に混じる「 汲み上げ?果 」が生じ、恒星大?のスペクトルに核融合で生成された物質が?測されるようになる [6] 。RGB以降の恒星進化においては、この汲み上げ?果が起こる過程が複?あることから、恒星大?の組成の?究は恒星進化論の?究に欠かせないものとなっている [6] 。

縮退がさらに進み、核の?度が約1億Kに達すると、中心核で ヘリウム核融合 が暴走する ヘリウムフラッシュ と呼ばれる現象が生じる [5] 。これにより核は膨張した後、安定したヘリウム核融合を?け、その外側の球?では水素の核融合が??される [5] 。これにより恒星は膨張から?縮に?じ、表面?度は上昇を始め、HR?上では左または左下の方向へ移動する [5] 。この段階は、 種族II の星では 水平分枝 、 種族I の星では レッドクランプ に相?する。

中心核でのヘリウム核融合が終わると、恒星は再びHR?上を右上に移動する。このとき、かつてRGBに至ったときと同じような?路をたどるため、この段階のことを「漸近巨星分枝 (AGB, Asymptotic Giant Branch) 」と呼び。この段階にある星は「AGB星 [3] [6] [7] (AGB star [7] 、asymptotic giant branch star [7] )（漸近巨星分枝星 [7] ）」と呼ばれる。

漸近巨星分枝段階 [ 編集 ]

漸近巨星分枝段階は、初期と後期の2段階に分けられる。初期段階での主要なエネルギ?源は、炭素と酸素で構成される核を取り?くヘリウムの?で起きる核融合である。この段階で恒星は膨張し、再び赤色巨星になる。恒星の半?は1天文?位程度にも大きくなる。ヘリウム?が燃料を使い果たすと後期が始まる。後期段階では、ヘリウム?のすぐ外側の薄い水素の層で行われる核融合がエネルギ?源となる。しかし1万年から10万年が?過し、水素核融合で生じたヘリウムがヘリウム?に十分に蓄えられると、再びヘリウムの核融合が起こり、一時的に水素核融合が止まる [6] 。この現象は熱パルスまたはヘリウム?フラッシュ [2] [3] （ヘリウムシェルフラッシュ）と呼ばれる [6] 。熱パルスによって生じたエネルギ?は放射だけでは運びきれなくなるため、?流が?生する [3] 。?流層はヘリウム層の大部分に?がり、エネルギ?が?率よく運ばれることによってヘリウム?フラッシュは?束に向かう [3] 。熱パルスが?まった後は再び水素核融合を主とした?態に?り、またヘリウム?にヘリウムが蓄積されていく [6] 。

熱パルスのピ?ク直後、ヘリウム層に?がったヘリウム?フラッシュの生成物が外層の?流によって表面大?に運ばれる [3] [6] （ 汲み上げ?果 ）。これによって恒星大?中の炭素が?大するほか、中性子を多く含んだ s過程 の元素が見られるようになり [3] [6] 、 S型星 として?測される [3] 。さらにこの過程を繰り返すことで恒星大?中の炭素が酸素の量を上回ったときに、典型的なAGB星である 炭素星 が形成されると考えられている [6] 。

AGB星は典型的な 長周期?光星 であり、 恒星風 で大きな質量を失っている。恒星は、漸近巨星分枝の段階で質量の50%から70%を失う。

AGB星の星周エンベロ?プ [ 編集 ]

AGB星の大きな質量喪失は、?がった 星周エンベロ?プ （ 英語版 ） [6] (CSE, Circumstellar envelope) に?われていることを意味する。約100万年というAGB星の平均?命と10km/sという外層部の速度から、CSEの最大半?は約30光年と推定される。これは、恒星風が 星間物質 と混合し、恒星と星間ガスの速度が等しくなる最大の値である。CSEの?度はガスや塵の比熱によって決まるが、2000Kから3000Kの?度を持つ 光球 からの距離に?って低下する。

AGB星の恒星風は、しばしば メ?ザ? 放出も伴う。メ?ザ?となる分子は、 一酸化ケイ素 、 水 、 ヒドロキシルラジカル 等である。

これらの恒星が外層をほぼ失って核のみが?った後、短?命の 原始惑星?星雲 になることがある。AGB星の外層は、最終的に 惑星?星雲 等になる。

後期熱パルス [ 編集 ]

漸近巨星分枝の段階を?た恒星の約4分の1は、再燃?と呼ばれる過程に入る。炭素と酸素から構成される核は、水素の外?を伴ったヘリウムに?まれている。ヘリウムが再点火すると熱パルスが?生して恒星はすぐにAGB星に?り、ヘリウムを燃?し始め、水素の欠乏した天?になる [8] 。熱パルスが?生した時に恒星に水素を燃?する?がまだ?っている場合には、後期熱パルスまたは超後期熱パルスと呼ばれる [9] 。

燃?を再開した恒星の外層からは、再び恒星風が吹き出し、恒星は再びヘルツシュプルング?ラッセル?上で進化の過程をたどる。しかしこの段階は非常に短く、恒星が再び 白色矮星 に向かうまでの200年しか?かない。見かけ上は、後期熱パルスの段階の恒星は、 ウォルフ?ライエ星 のように見える [8] 。

出典 [ 編集 ]

[ 脚注の使い方 ]
  1. ^ a b 『文部省 ?術用語集 天文?編』（?訂版）丸善株式?社、1994年11月、159頁頁。 ISBN   4-8181-9404-2 、 ISBN 978-4-8181-9404-5 。  
  2. ^ a b c “ 漸近巨星分枝 ”. 天文??典 . 日本天文?? (2018年9月30日). 2019年3月29日 ??。
  3. ^ a b c d e f g h ?尾英行「4.3 漸近巨星枝進化」『恒星』 第7?（第1版第1刷）、 日本評論社 〈シリ?ズ現代の天文?〉、2009年7月25日、178-185頁。 ISBN   978-4535607279 。  
  4. ^ Lattanzio, John; Forestini, Manuel (1999), Le Bertre, T.; Lebre, A.; Waelkens, C., eds., Nucleosynthesis in AGB Stars , pp. 31-40, Bibcode :  1999IAUS..191...31L , ISBN 1-886733-90-2 , ISBN 978-1-886733-90-9  
  5. ^ a b c d e 吉田直紀 著「第7章 星」、 谷口義明 編『新?天文?事典』（初版第1刷） 講談社 、2013年3月20日、249頁。 ISBN   978-4-06-257806-6 。  
  6. ^ a b c d e f g h i j k 橋本修 (1996-09). “AGB天?の進化と質量放出” . 天文月報 ( 日本天文?? ): 382-387 . https://www.asj.or.jp/geppou/archive_open/1996/pdf/19960901.pdf .  
  7. ^ a b c d Ian Ridpath 著、 岡村定矩 ?『オックスフォ?ド天文??典』（初版第1刷） 朝倉書店 、2003年11月、49,232頁。 ISBN 4-254-15017-2 、 ISBN 978-4-254-15017-9 。  
  8. ^ a b Aerts, C.; Christensen-Dalsgaard, J.; Kurtz, D. W. (2009). Asteroseismology . Astronomy and Astrophysics Library. Springer. pp. 37-38. ISBN   1-4020-5178-6  
  9. ^ Christiaan Sterken, Donald W. Kurtz, ed (July 24-25, 2001). Observational aspects of pulsating B and A stars: proceedings of a workshop . Astronomical Society of the Pacific conference series. 256 . University of Brussels, Brussels, Belgium,: Astronomical Society of the Pacific. p. 238. ISBN   1-58381-096-X  

?考文? [ 編集 ]

?連項目 [ 編集 ]

恒星進化論
原始星
光度階級
スペクトル分類
特?のある星
コンパクト星 など
?定義???上の天?
元素合成
?部構造
特?
恒星系
地球での?測
?連項目
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