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漸近巨星支：修订间差异

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[[File:M5 colour magnitude diagram.png|thumb|right|upright=1.4|[[球狀星團]][[M5]]的[[赫羅圖]]。已知的漸近巨星支星標示為藍色，兩側的一些紅巨星分支星以橙色顯示，<br>
{{short description|由氫和氦的殼層包覆，碳和氧的非活性核心恆星。}}
{{leftlegend|#0A88FF|'''漸近巨星支（AGB）'''|outline=gray}}

[[File:M5 colour magnitude diagram.png|thumb|right|upright=1.4|[[球狀星團]][[M5]]的[[赫羅圖]]。已知的漸近巨星分支星標示為藍色，兩側的一些紅巨星分支星以橙色顯示，<br>
{{leftlegend|#0A88FF|'''漸近巨星分支（AGB）'''|outline=gray}}
{{leftlegend|#FF420E|上[[紅巨星分支]]（RGB）|outline=gray}}
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'''進近巨星分支'''（'''asymptotic giant branch'''，'''AGB'''）是[[赫羅圖]]中低溫、高亮度[[恆星]]的區域。這是[[恆星演化]]階段中，所有低到中等質量恆星（0.6-10M⊙）生命其後段所經歷的過程。
'''渐近巨星支'''（{{lang-en|asymptotic giant branch}}，缩写'''AGB'''）是[[赫羅圖]]中低溫、高光度[[恆星]]的區域。這是[[恆星演化]]階段中，所有低到中等質量恆星（0.6-10M⊙）生命期後段所經歷的過程。


在觀測上，一顆進近巨星分支星將以明亮的[[紅巨星]]形式出現，光度會是太陽的數千倍。它的內部結構特徵是在中央有一個不活躍的碳和氧核心，外面是正在將氦融合成碳([[氦燃燒]])的氦層，再外面則是將氫融合成氦([[氫燃燒]])的殼層，還有大量與一般[[主序星]]相類似的物質組成的外殼<ref name=lattanzio>
在觀測上，一顆渐近巨星支星將以明亮的[[紅巨星]]形式出現，光度會是太陽的數千倍。它的內部結構特徵是在中央有一個不活躍的碳和氧核心，外面是正在將氦融合成碳([[3氦過程|氦燃燒]])的氦層，再外面則是將氫融合成氦([[氫燃燒]])的殼層，還有大量與一般[[主序星]]相類似的物質組成的外殼<ref name=lattanzio>
{{cite conference
{{cite conference
|last1=Lattanzio |first1=J.
|last1=Lattanzio |first1=J.
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== 恆星演化 ==
== 恆星演化 ==
[[File:Evolutionary track 1m.svg|thumb|left|upright=1.0|一顆[[類太陽恆星]]在核心的氦耗盡後從水平分支進入漸近巨星支。]]
當一顆恆星耗盡在核心進行[[核融合]]反應以供應能量的[[氫]]，核心就會收縮並且使溫度升高，造成恆星的外層膨脹和變冷，同時恆星的亮度會逐漸增加而成為一顆[[紅巨星]]，導致在赫羅圖上移動的軌跡移動至右上角。
[[File:Evolutionary track 5m.svg|thumb|right|upright=1.0|當一顆{{solar mass|5}}的恆星耗盡核心的氦之後，從[[藍迴圈]]移動到漸近巨星支。]]


當恆星經由核心的[[核融合]]過程耗盡核心的[[氫]]之後，核心收縮並使溫度升高，造成恆星的外層膨脹和溫度下降。這顆恆星成為一顆[[紅巨星]]，沿著一條軌跡在[[赫羅圖]]朝向右上角移動<ref name=iben>
最後，核心的[[溫度]]一旦達到3x10<sup>8</sup>[[絕對溫度|K]]，[[氦]]便會開始燃燒。氦在核心的燃燒終止了恆星表面溫度的下降，並使亮度增加，因此恆星在赫羅圖上的位置改為向左邊移動，這是一個[[水平分支]](對[[星族#年輕的恆星|第二星族]])或是[[紅群聚]](對[[星族#年長的恆星|第一星族]])。當核心的氦燃燒結束之後，恆星在赫羅圖上又將轉向右並且向上移動，移動的路徑幾乎與早先成為[[紅巨星]]的路徑並列，因此稱為[[漸近]]巨星分支。在這個演化階段的恆星稱為'''AGB恆星'''。
{{cite journal
|last1=Iben |first1=I.
|year=1967
|title=Stellar Evolution.VI. Evolution from the Main Sequence to the Red-Giant Branch for Stars of Mass 1&nbsp;{{Solar mass}}, 1.25&nbsp;{{Solar mass}}, and 1.5 &nbsp;{{Solar mass}}
|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1967-02_147_2/page/624 |journal=[[The Astrophysical Journal]]
|volume=147 |pages=624
|bibcode=1967ApJ...147..624I
|doi=10.1086/149040
}}</ref>。最終，一但核心[[溫度]]接近{{val|3|e=8|ul=K}}，[[3氦過程|氦燃燒]]（[[氦]]原子核的核融合）開始。核心的氦燃燒開始，會阻止恆星的冷卻和光度的增加，而使恆星在赫羅圖上反而向下和向左移動。這是[[水平分支]]（適用於[[星族#年輕的恆星|第二星族星]]）或[[紅群聚]]（適用於[[星族#年長的恆星|第一星族星]]），或質量大於{{solar mass|2}}恆星的[[藍迴圈]]<ref name=vassiliadis/>。


在核心的氦燃燒完成之後，恆星在赫羅圖上再度向右上方移動，這是因為它的亮度增加，導致冷卻和膨脹。這個路徑幾乎與之前的紅巨星軌跡一致，因此稱為[[漸近線|漸近]]巨星支，然而在漸近巨星支上的恆星會比在紅巨星分支的恆星更大且更為明亮<ref name=vassiliadis>。在這個階段演化的恆星稱為漸近巨星支星{{cite journal
=== AGB階段 ===
|last1=Vassiliadis |first1=E.
AGB的階段可以分為二個部分，早期AGB（E-AGB）和熱脹縮AGB（TP-AGB）。在E-AGB的階段，主要的能源來自於環繞在幾乎都是[[碳]]和[[氧]]核心周圍的氦殼層的燃燒。在這個階段的恆星也將膨脹至巨大的體積而成為紅巨星，直徑將達到1[[天文單位]]。在氦殼層的燃燒結束之後，成為TP-AGB恆星。現在，恆星的能量來自外層更薄的氫殼層的燃燒，而其內是不具活性的[[氦]]殼層。但是，在之後的10,000至100,000年階段，氦層會再度燃燒，而氫的燃燒會停止，這個過程稱為[[氦閃]]，或是'''熱脈動'''。由於這種脈動，只能持續數千年，材料從核心混雜入外面的殼層，改變了恆星的成分，因此稱為''[[上翻]]''。由於這樣的上翻過程，AGB恆星在光譜中可能顯示 [[S-過程|S-過程的元素]]。在之後的''上翻''則可能導致[[碳星]]的形成
|last2=Wood |first2=P. R.
|year=1993
|title=Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss
|journal=[[The Astrophysical Journal]]
|volume=413 |issue=2 |pages=641
|bibcode=1993ApJ...413..641V
|doi=10.1086/173033
}}</ref>。


=== 漸近巨星支階段 ===
AGB恆星是典型的[[長週期變星]]，並且以恆星風的形式損失大量的質量，在AGB階段的恆星可已流失50%至70%的質量。
漸近巨星支階段分成兩個部分：早期漸近巨星支（E-AGB）和熱脈衝漸近巨星支（TP-AGB）。在早期階段，主要的能量來源是包圍在[[碳]]和[[氧]]為主的核心，進行氦融合的殼層。在這一階段，恆星以巨大的比例膨脹，再度成為紅巨星。恆星的半徑可以達到1[[天文單位]]（{{Solar radius|~215}}）<ref name=vassiliadis/>。


氦外殼的燃料耗盡後，就開始熱脈衝階段。現在，恆星的能量來自於氫在薄殼層中的融合，這也將內部的氦限制在非常薄的殼層內，並阻止氦再穩定的進行融合。然而，在10,000至100,000年的時間裡，來自氫殼層燃燒積聚起來的氦，最終還是會點燃氦殼層；這一過程稱為[[氦閃#殼層氦閃|殼層氦閃]]。殼層氦閃的亮度峰值是恆星總亮度的數千倍，但在短短的幾年內就會呈指數級的下降。殼層氦閃導致恆星的膨脹和冷卻，關閉氫殼層的燃燒，並在兩個殼層之間的區域引發強烈的對流<ref name=vassiliadis/>。當氦殼層的燃燒接近氫殼層的底部時，升高的溫度會重新點燃氫融合，迴圈又再度開始。 殼層氦閃使恆星的亮度大幅增加，導致恆星可見光的亮度在幾百年中增加數十星等。但這種變化與這類型恆星常見的幾十天至數百天的光度變化無關<ref name=marigo>
=== AGB恆星的星周包層 ===
{{cite journal
AGB恆星大量的流失質量，意味著這種恆星有著大量的[[星周包層]] (CSE)環繞著。 假定AGB恆星的生命期平均是一[[百萬年]]，同时物質外流的速度是10公里/秒，估計它的最大半徑可以達到3×10<sup>14</sup>公里(30[[光年]])。這是一個最大的數值，因為恆星風中的物質在如此大的半徑上會和[[星際物質]]混合，並且還假設了[[星際物質|星際氣體]]和恆星之間沒有速度上的差異。大多數令人感興趣的動力學都發生在很靠近恆星處，恆星風的發出和質量的損失率都要在此處確定。但是，星周包層較外面層次呈現出化學上有趣的過程，並且由於它的大小和低[[光深度]]都使觀測很容易進行。
|last1=Marigo |first1=P.
|display-authors=etal
|year=2008
|title=Evolution of asymptotic giant branch stars. II. Optical to far-infrared isochrones with improved TP-AGB models
|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]
|volume=482 |issue=3 |pages=883–905
|arxiv=0711.4922
|bibcode=2008A&A...482..883M
|doi=10.1051/0004-6361:20078467
}}</ref>。
[[File:Evolution on the TP-AGB.png|thumb|right|upright=1.0|一顆{{solar mass|2}}恆星的熱脈衝漸近巨星分支星的演化。]]


在僅持續幾百年的熱脈衝中，來自核心區域的物質可能會混合到外層，改變表面的成分，這一種過程稱為"[[上翻]]"。由於這種上翻，漸近巨星支星可能會在它們的光譜中呈現[[S-過程|S-過程元素]]，而且強烈的上翻會導致[[碳星]]的形成。在熱脈衝之後的上翻都稱為第三次上翻，第一次上翻發生在紅巨星支期間，第二次上翻發生在早期漸近巨星支期間。在某些情況下，可能不會有第二次上翻，但熱脈衝期間的上翻依然會稱為第三次上翻。熱脈衝在幾次之後的強度會迅速增加，因此第三次上翻通常是最深入的，也是最有可能將核心的物質經由迴圈傳送至表面<ref name=gallino>
星周包層的溫度是由氣體和塵埃被加熱和冷卻的程序來決定的，但是在半徑上的距離會下降至2000–3000 K的[[光球層]]。由Kemper (2000)建議的AGB恆星星周包層外圍的化學圖形如下：
{{cite journal
# 光球層：[[熱力學平衡|區域性的熱力學平衡]][[化學]]；
|last1=Gallino |first1=R.
# 脈動的恆星包層：動盪的化學；
|display-authors=etal
# 塵埃形成帶；
|year=1998
# 化學的平靜；
|title=Evolution and Nucleosynthesis in Low‐Mass Asymptotic Giant Branch Stars. II. Neutron Capture and thes‐Process
# 星際間的紫外線輻射和：[[分子]]的[[光致蛻變]]。
|journal=[[The Astrophysical Journal]]
|volume=497 |issue=1 |pages=388–403
|bibcode=1998ApJ...497..388G
|doi=10.1086/305437
}}</ref><ref name=mowlavi>
{{cite journal
|last1=Mowlavi |first1=N.
|year=1999
|title=On the third dredge-up phenomenon in asymptotic giant branch stars
|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]
|volume=344 |pages=617
|arxiv=astro-ph/9903473
|bibcode=1999A&A...344..617M
}}</ref>。


漸近巨星支星通常都是[[長週期變星]]，並以[[星風|恆星風]]的形式造成[[恆星質量流失]]。熱脈衝時期產生週期性的大質量流失，可能造成環繞在恆星周圍的[[星周包層|拱星物質]]。在漸近巨星支階段，恆星可能會失去50%到70%的質量<ref name=wood>
因為初始條件的差異，此時恆星會二分為富[[氧]]星或富[[碳]]星{{Clarify me|date=February 2009}}.<!--有些重要的初始條件：恆星會成為碳星或"氧星" (非碳星) -->在塵埃形成帶內有所謂的[[難處理的元素]](鐵、矽、鎂等)會從氣體狀態中結成為塵埃顆粒，新形成的塵埃將立即加入[[表面科學|表面的活動]]。來自AGB恆星的恆星風是[[宇宙塵]]形成的場所，相信是宇宙中的塵埃的主要來源。
{{cite journal
|last1=Wood |first1=P. R.
|last2=Olivier |first2=E. A.
|last3=Kawaler |first3=S. D.
|year=2004
|title=Long Secondary Periods in Pulsating Asymptotic Giant Branch Stars: An Investigation of Their Origin
|journal=[[The Astrophysical Journal]]
|volume=604 |issue=2 |pages=800
|bibcode=2004ApJ...604..800W
|doi=10.1086/382123
}}</ref>。


=== 漸近巨星支星的星周包層 ===
AGB恆星的恆星風往往也是[[天文邁射|邁射發射]]的場所，邁射的分子有SiO、H<sub>2</sub>O、and OH。
{{see also|星際分子列表}}
[[Image:Planetary.Nebula.Formation.png|thumb|upright=1.0|在漸近巨星支末端，行星狀星雲的形成]]


漸近巨星支星流失大量的質量，意味著他們會被一個擴展的[[星周包層]]（CSE，circumstellar envelope）包圍著。假設漸近巨星支星的平均壽命是一百萬年，恆星風的速率是{{val|10|ul=km/s}}，估計其最大半徑大約是{{val|3|e=14|ul=公里}}（大約是30[[光年]]）。這是一個最大值，因為星風的物質會在非常大的半徑之內會與[[星際物質]]混合，還假設恆星和[[星際氣體]]之間沒有速度上的差異。動態作用上，因為恆星風的起源和可以測量的質量流失率，大多數令人感興趣的事都發生在相當接近恆星的區域。然而，星周包層較外面層次呈現出化學上有趣的過程，並且由於它的大小和低[[光深度]]都使觀測很容易進行<ref name=habing>
在這些恆星幾乎失去了絕大部分的外殼之後，殘留的只有核心的部分，它們會先變成短生命期的[[原行星狀星雲|前行星雲]]。AGB恆星外殼的最後結局被認為是成為[[行星狀星雲]] (PNe)。
{{cite journal
|last1=Habing |first1=H. J.
|year=1996
|title=Circumstellar envelopes and Asymptotic Giant Branch stars
|journal=[[The Astronomy and Astrophysics Review]]
|volume=7 |issue=2 |pages=97–207
|bibcode=1996A&ARv...7...97H
|doi=10.1007/PL00013287
}}</ref>。

星周包層的溫度是由氣體和塵埃的加熱和冷卻特性決定的，但是與恆星[[光球層]]的距離半徑，使它的溫度只有{{val|2000|fmt=commas}}–{{val|3000|u=K|fmt=commas}}。 漸近巨星支星的星周包層外側化學特性包括<ref name=klochkova>{{cite journal
|last1=Klochkova |first1=V. G.
|year=2014
|title=Circumstellar envelope manifestations in the optical spectra of evolved stars
|journal=[[Astrophysical Bulletin]]
|volume=69 |issue=3 |pages=279–295
|arxiv=1408.0599
|bibcode=2014AstBu..69..279K
|doi=10.1134/S1990341314030031
}}</ref>：
*光球：[[熱力學平衡|局部熱力學平衡]][[化學]]。
*脈動的恆星包層：沖激化學。
*塵埃形成帶
*靜態化學
*星際紫外線輻射和[[分子]]的[[光致蛻變]]：複雜的化學

在富[[氧]]和富[[碳]]的二分法中，因為初始條件的差異，這兩種元素中最貧乏的很可能就像留在氣態中的CO<sub>x</sub>，因此確定在凝析鹽中最先出現的是氧化物還是碳化物方面具有初步的作用。

在塵埃形成區，從氣態中去除的[[耐火材料]]元素和化合物（鐵、矽、氧化鎂等等），最終成為[[星周塵|塵埃顆粒]]。新形成的塵埃將立即協助[[表面科學|表面催化反應]]。來自漸近巨星支星的恆星風是[[宇宙塵]]形成的主要來源，被認為是形成宇宙塵的主要場所<ref name=sugarman>{{cite journal|bibcode=2006Sci...313..196S|title=Massive-Star Supernovae as Major Dust Factories|journal=Science|volume=313|issue=5784|pages=196–200|last1=Sugerman|first1=Ben E. K.|last2=Ercolano|first2=Barbara|last3=Barlow|first3=M. J.|last4=Tielens|first4=A. G. G. M.|last5=Clayton|first5=Geoffrey C.|last6=Zijlstra|first6=Albert A.|last7=Meixner|first7=Margaret|last8=Speck|first8=Angela|last9=Gledhill|first9=Tim M.|last10=Panagia|first10=Nino|last11=Cohen|first11=Martin|last12=Gordon|first12=Karl D.|last13=Meyer|first13=Martin|last14=Fabbri|first14=Joanna|last15=Bowey|first15=Janet. E.|last16=Welch|first16=Douglas L.|last17=Regan|first17=Michael W.|last18=Kennicutt|first18=Robert C.|year=2006|pmid=16763110|doi=10.1126/science.1128131|arxiv=astro-ph/0606132}}</ref>。

漸近巨星支星的恆星風（像是[[米拉變星]]和[[OH/IR星]]）通常是[[天文物理邁射|邁射輻射]]的地點。造成這種情況的分子是[[一氧化矽|SiO]]、[[水|H<sub>2</sub>O]]、[[羥基#自由基|OH]]、[[氰化氫|HCN]]、和{{link-en|SiS (化學)|Silicon monosulfide}}<ref name=deacon>{{cite journal
|last1=Deacon |first1=R. M.
|last2=Chapman |first2=J. M.
|last3=Green |first3=A. J.
|last4=Sevenster |first4=M. N.
|year=2007
|title=H2O Maser Observations of Candidate Post‐AGB Stars and Discovery of Three High‐Velocity Water Sources
|journal=[[The Astrophysical Journal]]
|volume=658 |issue=2 |pages=1096
|arxiv=astro-ph/0702086
|bibcode=2007ApJ...658.1096D
|doi=10.1086/511383
}}</ref><ref name=humphreys>{{cite journal
|last1=Humphreys |first1=E. M. L.
|year=2007
|title=Submillimeter and millimeter masers
|journal=Astrophysical Masers and Their Environments, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium
|volume=242 |issue=1 |pages=471–480
|bibcode=2007IAUS..242..471H
|doi=10.1017/S1743921307013622
|arxiv = 0705.4456 }}</ref><ref name=fonfria>{{cite journal
|last1=Fonfría Expósito |first1=J. P.
|last2=Agúndez |first2=M.
|last3=Tercero |first3=B.
|last4=Pardo |first4=J. R.
|last5=Cernicharo |first5=J.
|year=2006
|title=High-J v=0 SiS maser emission in IRC+10216: A new case of infrared overlaps
|journal=[[The Astrophysical Journal]]
|volume=646 |issue=1 |pages=L127
|bibcode=2006ApJ...646L.127F
|doi=10.1086/507104
|arxiv = 0710.1836 }}</ref><ref name=schilke2000>{{cite journal
|last1=Schilke |first1=P.
|last2=Mehringer |first2=D. M.
|last3=Menten |first3=K. M.
|year=2000
|title=A submillimeter HCN laser in IRC+10216
|journal=[[The Astrophysical Journal]]
|volume=528 |issue=1 |pages=L37
|bibcode=2000ApJ...528L..37S
|doi=10.1086/312416
|arxiv = astro-ph/9911377 }}</ref><ref name=schilke2003>{{cite journal
|last1=Schilke |first1=P.
|last2=Menten |first2=K. M.
|year=2003
|title=Detection of a second, strong submillimeter HCN laser line towards carbon stars
|journal=[[The Astrophysical Journal]]
|volume=583 |issue=1 |pages=446
|bibcode=2003ApJ...583..446S
|doi=10.1086/345099
}}</ref>。SiO、H<sub>2</sub>O和OH邁射經常在富氧的M型漸近巨星支星，像是[[仙后座R]]和[[獵戶座U]]中發現<ref name=engels>{{cite journal|bibcode=1979A&AS...36..337E|title=Catalogue of late-type stars with OH, H2O or SiO maser emission|journal=Astronomy and Astrophysics Supplement Series|volume=36|pages=337|author1=Engels|first1=D.|year=1979}}</ref>，而HCN和SiS邁射通常存在像[[獅子座CW|IRC +10216]]這種碳星中。[[S-型星]]則很少與邁射共存<ref name=engels/>。

在這些恆星幾乎失去所有的包層，只剩下核心區域之後，它們進一步演化成生命短暫的[[原行星狀星雲|前行星狀星雲]]。漸近巨星支星的包層最終命運是演化成[[行星狀星雲]]（PNe）<ref name=werner>
{{cite journal
|last1=Werner |first1=K.
|last2=Herwig |first2=F.
|year=2006
|title=The Elemental Abundances in Bare Planetary Nebula Central Stars and the Shell Burning in AGB Stars
|journal=[[Publications of the Astronomical Society of the Pacific]]
|volume=118 |issue=840 |pages=183–204
|arxiv=astro-ph/0512320
|bibcode=2006PASP..118..183W
|doi=10.1086/500443
}}</ref>。

=== 後期熱脈衝 ===
在所有的後漸近巨星支星中，多達四分之一的都經歷了所謂的“重生”情節。被氦殼包圍的碳氧核心被現在的氦殼層包圍之外，其上還有氫殼層。如果氦被重新點燃，就會發生熱脈衝，很快就又回到漸近巨星支進行氦燃燒，成為缺乏氫的恆星體<ref name=aerts_et_al2009/>。如果當這種熱脈衝發生時，恆星已经缺失了氫燃燒殼層，它就會被稱為"非常後期熱脈衝" <ref name=sterken_kurtz2002>
{{cite conference
|last1=Duerbeck |first1=H. W.
|year=2002
|title=The final helium flash object V4334 Sgr (Sakurai's Object) - an overview
|editor1-last=Sterken |editor1-first=C.
|editor2-last=Kurtz |editor2-first=D. W.
|booktitle=Observational aspects of pulsating B and A stars
|series=[[ASP Conference Series]]
|location=San Francisco
|volume=256 |pages=237–248
|publisher=[[Astronomical Society of the Pacific]]
|bibcode=2002ASPC..256..237D
|isbn=1-58381-096-X
}}</ref>。

重生恆星的外部大氣形成了恆星風，恆星再次跟隨[[主序星#演化軌跡|演化軌跡]]穿過[[赫羅圖]]。然而，這個階段是非常短暫的，在再次走向[[白矮星]]階段之前，頂多持續大約200年。在觀測方面，這種後期熱脈衝階段似乎與在自己的[[行星狀星雲]]中間的[[沃尔夫–拉叶星|沃夫-瑞葉星]]相同<ref name=aerts_et_al2009>
{{cite book
|last1=Aerts |first1=C.
|last2=Christensen-Dalsgaard |first2=J.
|last3=Kurtz |first3=D. W.
|pages=[https://archive.org/details/asteroseismology00aert/page/n50 37]–38
|title=Asteroseismology
|url=https://archive.org/details/asteroseismology00aert |date=2010
|publisher=[[Springer (publisher)|Springer]]
|isbn=978-1-4020-5178-4
}}</ref>。

[[櫻井之星]]和[[天箭座FG]]等恆星是在這一快速發展階段時被觀測到的例子。

=== 超漸近巨星支星 ===
質量接近上限，但仍符合漸近巨星支星條件的恆星顯示出一些特殊的特性，被稱為超漸近巨星支星(Super-AGB star）。它們的質量大約在{{Solar mass|7}}和9或{{Solar mass|10}}（或更多<ref>
{{cite journal
|last1=Siess |first1=L.
|year=2006
|title=Evolution of massive AGB stars
|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]
|volume=448 |issue=2 |pages=717–729
|bibcode=2006A&A...448..717S
|doi=10.1051/0004-6361:20053043
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== 參考資料 ==
== 參考資料 ==
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== 相關條目 ==
== 相關條目 ==
* [[碳星]]
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* [[米拉變星]]
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== 進階讀物 ==
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* {{cite journal
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|title=Hot post-asymptotic giant branch stars at high galactic latitudes
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2022年7月4日 (一) 06:53的最新版本

球狀星團M5的赫羅圖。已知的漸近巨星支星標示為藍色，兩側的一些紅巨星分支星以橙色顯示，
  漸近巨星支（AGB）
  上紅巨星分支（RGB）
  水平分支（HB）
  天琴座RR型變星（RR）
  主序帶末端、次巨星支、和下紅巨星分支

渐近巨星支（英語：asymptotic giant branch，缩写AGB）是赫羅圖中低溫、高光度恆星的區域。這是恆星演化階段中，所有低到中等質量恆星（0.6-10M⊙）生命期後段所經歷的過程。

在觀測上，一顆渐近巨星支星將以明亮的紅巨星形式出現，光度會是太陽的數千倍。它的內部結構特徵是在中央有一個不活躍的碳和氧核心，外面是正在將氦融合成碳(氦燃燒)的氦層，再外面則是將氫融合成氦(氫燃燒)的殼層，還有大量與一般主序星相類似的物質組成的外殼[1]。

恆星演化

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一顆類太陽恆星在核心的氦耗盡後從水平分支進入漸近巨星支。
當一顆5 M☉的恆星耗盡核心的氦之後，從藍迴圈移動到漸近巨星支。

當恆星經由核心的核融合過程耗盡核心的氫之後，核心收縮並使溫度升高，造成恆星的外層膨脹和溫度下降。這顆恆星成為一顆紅巨星，沿著一條軌跡在赫羅圖朝向右上角移動[2]。最終，一但核心溫度接近3×108 K，氦燃燒（氦原子核的核融合）開始。核心的氦燃燒開始，會阻止恆星的冷卻和光度的增加，而使恆星在赫羅圖上反而向下和向左移動。這是水平分支（適用於第二星族星）或紅群聚（適用於第一星族星），或質量大於2 M☉恆星的藍迴圈[3]。

在核心的氦燃燒完成之後，恆星在赫羅圖上再度向右上方移動，這是因為它的亮度增加，導致冷卻和膨脹。這個路徑幾乎與之前的紅巨星軌跡一致，因此稱為漸近巨星支，然而在漸近巨星支上的恆星會比在紅巨星分支的恆星更大且更為明亮[3]。

漸近巨星支階段

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漸近巨星支階段分成兩個部分：早期漸近巨星支（E-AGB）和熱脈衝漸近巨星支（TP-AGB）。在早期階段，主要的能量來源是包圍在碳和氧為主的核心，進行氦融合的殼層。在這一階段，恆星以巨大的比例膨脹，再度成為紅巨星。恆星的半徑可以達到1天文單位（~215 R☉）[3]。

氦外殼的燃料耗盡後，就開始熱脈衝階段。現在，恆星的能量來自於氫在薄殼層中的融合，這也將內部的氦限制在非常薄的殼層內，並阻止氦再穩定的進行融合。然而，在10,000至100,000年的時間裡，來自氫殼層燃燒積聚起來的氦，最終還是會點燃氦殼層；這一過程稱為殼層氦閃。殼層氦閃的亮度峰值是恆星總亮度的數千倍，但在短短的幾年內就會呈指數級的下降。殼層氦閃導致恆星的膨脹和冷卻，關閉氫殼層的燃燒，並在兩個殼層之間的區域引發強烈的對流[3]。當氦殼層的燃燒接近氫殼層的底部時，升高的溫度會重新點燃氫融合，迴圈又再度開始。 殼層氦閃使恆星的亮度大幅增加，導致恆星可見光的亮度在幾百年中增加數十星等。但這種變化與這類型恆星常見的幾十天至數百天的光度變化無關[4]。

一顆2 M☉恆星的熱脈衝漸近巨星分支星的演化。

在僅持續幾百年的熱脈衝中，來自核心區域的物質可能會混合到外層，改變表面的成分，這一種過程稱為"上翻"。由於這種上翻，漸近巨星支星可能會在它們的光譜中呈現S-過程元素，而且強烈的上翻會導致碳星的形成。在熱脈衝之後的上翻都稱為第三次上翻，第一次上翻發生在紅巨星支期間，第二次上翻發生在早期漸近巨星支期間。在某些情況下，可能不會有第二次上翻，但熱脈衝期間的上翻依然會稱為第三次上翻。熱脈衝在幾次之後的強度會迅速增加，因此第三次上翻通常是最深入的，也是最有可能將核心的物質經由迴圈傳送至表面[5][6]。

漸近巨星支星通常都是長週期變星，並以恆星風的形式造成恆星質量流失。熱脈衝時期產生週期性的大質量流失，可能造成環繞在恆星周圍的拱星物質。在漸近巨星支階段，恆星可能會失去50%到70%的質量[7]。

漸近巨星支星的星周包層

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参见：星際分子列表
在漸近巨星支末端，行星狀星雲的形成

漸近巨星支星流失大量的質量，意味著他們會被一個擴展的星周包層（CSE，circumstellar envelope）包圍著。假設漸近巨星支星的平均壽命是一百萬年，恆星風的速率是10 km/s，估計其最大半徑大約是3×1014 公里（大約是30光年）。這是一個最大值，因為星風的物質會在非常大的半徑之內會與星際物質混合，還假設恆星和星際氣體之間沒有速度上的差異。動態作用上，因為恆星風的起源和可以測量的質量流失率，大多數令人感興趣的事都發生在相當接近恆星的區域。然而，星周包層較外面層次呈現出化學上有趣的過程，並且由於它的大小和低光深度都使觀測很容易進行[8]。

星周包層的溫度是由氣體和塵埃的加熱和冷卻特性決定的，但是與恆星光球層的距離半徑，使它的溫度只有2,000–3,000 K。 漸近巨星支星的星周包層外側化學特性包括[9]：

在富氧和富碳的二分法中，因為初始條件的差異，這兩種元素中最貧乏的很可能就像留在氣態中的COx，因此確定在凝析鹽中最先出現的是氧化物還是碳化物方面具有初步的作用。

在塵埃形成區，從氣態中去除的耐火材料元素和化合物（鐵、矽、氧化鎂等等），最終成為塵埃顆粒。新形成的塵埃將立即協助表面催化反應。來自漸近巨星支星的恆星風是宇宙塵形成的主要來源，被認為是形成宇宙塵的主要場所[10]。

漸近巨星支星的恆星風（像是米拉變星和OH/IR星）通常是邁射輻射的地點。造成這種情況的分子是SiO、H2O、OH、HCN、和SiS (化學)（英语：Silicon monosulfide）[11][12][13][14][15]。SiO、H2O和OH邁射經常在富氧的M型漸近巨星支星，像是仙后座R和獵戶座U中發現[16]，而HCN和SiS邁射通常存在像IRC +10216這種碳星中。S-型星則很少與邁射共存[16]。

在這些恆星幾乎失去所有的包層，只剩下核心區域之後，它們進一步演化成生命短暫的前行星狀星雲。漸近巨星支星的包層最終命運是演化成行星狀星雲（PNe）[17]。

後期熱脈衝

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在所有的後漸近巨星支星中，多達四分之一的都經歷了所謂的“重生”情節。被氦殼包圍的碳氧核心被現在的氦殼層包圍之外，其上還有氫殼層。如果氦被重新點燃，就會發生熱脈衝，很快就又回到漸近巨星支進行氦燃燒，成為缺乏氫的恆星體[18]。如果當這種熱脈衝發生時，恆星已经缺失了氫燃燒殼層，它就會被稱為"非常後期熱脈衝" [19]。

重生恆星的外部大氣形成了恆星風，恆星再次跟隨演化軌跡穿過赫羅圖。然而，這個階段是非常短暫的，在再次走向白矮星階段之前，頂多持續大約200年。在觀測方面，這種後期熱脈衝階段似乎與在自己的行星狀星雲中間的沃夫-瑞葉星相同[18]。

櫻井之星和天箭座FG等恆星是在這一快速發展階段時被觀測到的例子。

超漸近巨星支星

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質量接近上限，但仍符合漸近巨星支星條件的恆星顯示出一些特殊的特性，被稱為超漸近巨星支星(Super-AGB star）。它們的質量大約在7 M☉和9或10 M☉（或更多[20]）。它們代表了向質量更大的超巨星過渡階段，這星恆星經歷了比氦更重的元素燃燒的完全核融合。在3氦過程中，還產生了一些比碳更重的元素：主要是氧，但也有一些鎂、氖，甚至更重的元素。超漸近巨星支星發展出部分簡併碳氧核心，這些核心足夠大，可以在類似早期氦閃的情況下點燃碳。在這個質量範圍內，第二次上翻非常強大，並將核心的尺寸保持在氖燃燒所需要的水準之下，就像在高質量的超巨星上發生的一樣。與質量較低的恆星比較，熱脈衝和第三次上翻的大小有所減少，但熱脈衝的頻率則急遽增加。一些超漸近巨星支星可能會經由電子捕獲成為超新星，但大多數最終會以氧氖白矮星結束一生[21]。由於這些恆星比高質量的恆星更為常見得多，在觀測到的超新星中，他們可能佔了很高的比率。檢測這些超新星的例子，將高度依賴假設的模型來提供有價值的確認。

參考資料

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  2. ^ Iben, I. Stellar Evolution.VI. Evolution from the Main Sequence to the Red-Giant Branch for Stars of Mass 1 M☉, 1.25 M☉, and 1.5  M☉. The Astrophysical Journal. 1967, 147: 624. Bibcode:1967ApJ...147..624I. doi:10.1086/149040. 
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