漸近巨星支
AGB恆星在天文物理上是非常重要的，因為她們能產生大量的塵粒，並且也是成為行星狀星雲的前兆。
漸近巨星分支是赫羅圖上低質量至中質量恆星在演化時聚集的區域。在恆星演化周期中，這是所有中低質量恆星(0.6-10太陽質量)末期階段的生活。
在觀測上，一顆漸近巨星分支(AGB)恆星看起來像是一顆紅巨星。它內部構造的特點是在中央是由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，還有大量與一般正常恆星類似的物質組成的外殼[1]。
恆星演化
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。
最後，核心的溫度一旦達到3x108K，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(對第二星族)或是紅群聚(對第一星族)。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。
AGB階段
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-過程的元素。在之後的上翻則可能導致碳星的形成
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。
AGB恆星的星周包層
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3×1014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。
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：
因為初始條件的差異，此時恆星會二分為富氧星或富碳星Template:Clarify me.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。
AGB恆星的恆星風往往也是邁射發射的場所，邁射的分子有SiO、H2O、and OH。
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)。
參考資料
- H. J. Habing, Hans Olofsson; Asymptotic Giant Branch Stars, Springer (2004). ISBN 0-387-00880-2.
- ^ Lattanzio J. and Forestini, M. (1998), Nucleosynthesis in AGB Stars, IAU Symposium on AGB Stars, Montpellier
