超漸近巨星分支星
超漸近巨星分支星（Super-AGB Star）也叫超AGB星，是一種質量介於以白矮星結束生命和以核坍縮型超新星結束生命之間的恆星，性質介於漸近巨星分支星和紅超巨星之間的恆星。在恆星演化模型中，它們的初始質量為7.5–9.25M☉，但它們的核心氫和氦已經耗盡，離開了主序帶。
赫羅圖
[編輯]超漸近巨星分支星佔據赫羅圖的右上角，溫度在3000到4000K，與正常的漸近巨星分支星和紅超巨星相似[1]。這些涼爽的溫度允許分子在其光球層和大氣中形成[2]。超AGB星由於其較冷的表面溫度而在紅外光譜中發出大部分光。
錢德拉塞卡極限和他們的一生
[編輯]由於持續的氫（H）和氦（He）殼燃燒，一顆超AGB星的核心可能增長到（或超過）錢德拉塞卡極限，最後成為核塌縮型超新星。[1][3]最大質量的超AGB星（大約9M☉）被推測為以電子俘獲型超新星結束其一生。由於第三次疏浚效率和AGB質量損失率的不確定性，這一判斷的誤差可能導致電子俘獲超新星的數量增加一倍左右，這也支持了這些恆星占衛星探測到的超新星的66%的理論。[來源請求]
這些恆星處於與紅巨星類似的生命階段，如畢宿五、蒭藁增二和天鵝座χ，處於開始變亮的階段，它們的亮度趨於變化，隨着它們的大小和溫度而變化。
這些恆星代表了向更大質量的超巨星的過渡，它們經歷了比氦更重的元素的完全聚變。在三阿爾法過程中，也產生了一些比碳重的元素：主要是氧，但也有一些鎂、氖，甚至更重的元素，獲得一個氧-氖（ONe）核心。超AGB星發展出部分退化的碳-氧核心，這些核心大到足以在類似於早期氦閃光的閃光中點燃碳。在這個質量範圍內，第二次疏浚是非常強大的，這使得核心的大小低於在更高質量的超巨星中發生的氖燃燒所需的水平。[來源請求]
參考來源
[編輯]https://arxiv.org/abs/1703.06895 （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）
- ^ 1.0 1.1 Groenewegen, M. A. T.; Sloan, G. C. Luminosities and mass-loss rates of Local Group AGB stars and red supergiants. Astronomy & Astrophysics. 2018, 609: A114. Bibcode:2018A&A...609A.114G. S2CID 59327105. arXiv:1711.07803
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- ^ Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G.; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges. The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not as Cool as We Thought. The Astrophysical Journal. 2005, 628 (2): 973–985. Bibcode:2005ApJ...628..973L. S2CID 15109583. arXiv:astro-ph/0504337 . doi:10.1086/430901.
- ^ Poelarends, A. J. T.; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A. The Supernova Channel of Super‐AGB Stars. The Astrophysical Journal. 2008, 675 (1): 614–625. Bibcode:2008ApJ...675..614P. S2CID 18334243. arXiv:0705.4643 . doi:10.1086/520872.
