漸近巨星分枝段階

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漸近巨星分枝段階

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/06/17 05:43 UTC 版)

「漸近巨星分枝」の記事における「漸近巨星分枝段階」の解説

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ー源は、炭素と酸素で構成される核を取り巻くヘリウムの殻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。恒星の半径は1天文単位程度にも大きくなる。ヘリウム殻が燃料を使い果たすと後期が始まる。後期段階では、ヘリウム殻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ー源となる。しかし1万年から10万年が経過し、水素核融合で生じたヘリウムがヘリウム殻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。この現象は熱パルスまたはヘリウム殻フラッシュ（ヘリウムシェルフラッシュ）と呼ばれる。熱パルスによって生じたエネルギーは放射だけでは運びきれなくなるため、対流が発生する。対流層はヘリウム層の大部分に広がり、エネルギーが効率よく運ばれることによってヘリウム殻フラッシュは収束に向かう。熱パルスが収まった後は再び水素核融合を主とした状態に戻り、またヘリウム殻にヘリウムが蓄積されていく。 熱パルスのピーク直後、ヘリウム層に広がったヘリウム殻フラッシュの生成物が外層の対流によって表面大気に運ばれる（汲み上げ効果）。これによって恒星大気中の炭素が増大するほか、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、S型星として観測される。さらにこの過程を繰り返すことで恒星大気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。 AGB星は典型的な長周期変光星であり、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。