Rama asintótica de los gigantes

De Wikipedia, la enciclopedia libre.
Saltar a navegación Saltar a búsqueda
El diagrama HR del cúmulo globular M5 con las estrellas pertenecientes a la rama asintótica de los gigantes marcadas en azul y algunas de las estrellas más brillantes pertenecientes a la rama de las gigantes rojas marcadas en rojo.

La rama asintótica de las gigantes rojas (en inglés asymptotic giant branch (AGB)) es una región del diagrama HR poblada por gigantes rojas : estrellas evolucionadas, brillantes y frías. Tienen masa pequeña e intermedia (0,6-10 M ) que han alcanzado un estado avanzado de su evolución .

Las estrellas de la rama asintótica aparecen como gigantes rojas brillantes que tienen una luminosidad miles de veces mayor que la del Sol. Su estructura interna se caracteriza por la presencia de un núcleo inerte de carbono y oxígeno , rodeado por una capa de helio que se fusiona en carbono, a su vez rodeada por una capa más externa de hidrógeno que se fusiona en helio. Una envoltura externa formada principalmente por hidrógeno envuelve las capas en las que tienen lugar las reacciones nucleares . [1]

Evolución estelar

Un Sun- como estrella se mueve hacia el AGB de la rama horizontal después de que el núcleo de helio se agota.
Una estrella de la masa de 5 M ⊙ se mueve hacia el AGB después del bucle azul, al agotarse el helio en su núcleo

Cuando una estrella se queda sin hidrógeno en su núcleo, se contrae y su temperatura aumenta. Las capas externas de la estrella, por otro lado, se expanden y enfrían. La estrella se convierte en una gigante roja , siguiendo un rastro evolutivo hacia la esquina superior derecha del diagrama HR. [2] Cuando la temperatura central alcanza i 1 × 10 8 K , comienza el proceso de fusión del helio , lo que provoca una disminución del brillo de la estrella y un aumento de la temperatura de su superficie, de modo que la estrella se mueve hacia la esquina inferior izquierda del diagrama HR. La estrella se convierte así en parte de la rama horizontal , si es de la población II , o del grupo rojo , si es de la población I. Si la estrella tiene una masa mayor que 2 M ⊙ en su lugar realiza el llamado bucle azul . [3]

Después de que se agota el helio en el núcleo, la estrella regresa a la esquina superior derecha del diagrama, expandiéndose, enfriándose en las capas superficiales y aumentando su brillo. Su trayectoria está casi alineada con la tomada durante el ascenso por la rama de la gigante roja, de ahí el nombre de rama asintótica , aunque la estrella se vuelve más brillante durante su recorrido por la rama asintótica de lo que se vuelve en el punto más alto de la rama de las gigantes rojas. Las estrellas que se encuentran en esta etapa evolutiva se denominan estrellas de la rama asintótica de los gigantes (o estrellas AGB). [3]

Estadio E-AGB

La evolución de una estrella dentro del AGB se puede dividir en dos etapas. En la primera etapa, llamada E-AGB ( rama gigante asintótica temprana ), la principal fuente de energía es la fusión de helio en carbono y oxígeno en la capa que rodea el núcleo degenerado. Esto se debe al hecho de que la estrella aún retiene grandes cantidades de helio no consumido durante su estancia en la rama horizontal. Aunque en esta etapa la fusión de hidrógeno en helio en la capa superior está presente en estrellas de masa inferior a 4 M , contribuye menos a la producción de energía que la fusión de helio. En la fase E-AGB, en una estrella de masa similar a la del Sol , el núcleo degenerado de carbono y helio constituye aproximadamente la mitad de la masa de la estrella, pero ocupa un volumen muy pequeño, comparable al de una enana blanca . El radio de este núcleo es, por tanto, del orden de unos pocos miles de km. Las capas de helio e hidrógeno en las que tienen lugar las reacciones nucleares constituyen aproximadamente el 5% de la masa total de la estrella y también ocupan una fracción muy pequeña del volumen estelar. La envoltura de la estrella, compuesta principalmente de hidrógeno, que rodea las dos capas constituye poco menos de la mitad de su masa, pero ocupa una gran parte de su volumen. [4]

Estructura interna de una estrella en la fase AGB (no a escala)

En la fase E-AGB, el núcleo estelar aumenta gradualmente su temperatura. Esto provoca un aumento progresivo de la producción de energía en las capas activas de helio e hidrógeno y un consiguiente aumento del brillo de la estrella, que puede llegar a superar los 3000 L . [5] Por otro lado, la envoltura externa a las conchas tiende a expandirse, a disminuir su densidad y a enfriarse en sus capas superficiales (debajo de la 3000 K ). [5] El radio estelar puede alcanzar proporciones considerables cercanas a la unidad astronómica (más de 200 R ). [3] La estrella luego se mueve hacia la esquina superior derecha del diagrama HR siguiendo un camino paralelo al tomado durante la fase de gigante roja.

Para una estrella de la masa del Sol, la duración típica de la fase E-AEG es de aproximadamente 600.000 años , [4] un tiempo astronómico muy corto.

Estadio TP-AGB

A medida que se desgasta, la capa de helio se adelgaza y produce mucha menos energía. La capa de hidrógeno se convierte entonces en la principal fuente de energía de la estrella. En algún momento, el núcleo de helio deja de producir energía por completo. Este evento, que ocurre cuando la estrella ha alcanzado más o menos el mismo brillo que las estrellas que han alcanzado el vértice de la rama gigante roja, marca su entrada en la etapa TP-AGB (abreviatura de rama gigante asintótica de pulsación térmica ). Periódicamente (cada 10000- 100 000 años ) la capa de helio, alimentada por las contribuciones derivadas de la fusión de la capa de hidrógeno de arriba, se vuelve a encender, produciendo grandes cantidades de energía durante unos años. Estos eventos, llamados pulsaciones térmicas , son similares al destello de helio que ocurre al comienzo de la entrada de la estrella en la rama horizontal y dependen en parte de la extrema sensibilidad de la tasa de fusión del helio a los cambios de temperatura (la tasa de fusión). proporcional a aproximadamente la cuadragésima potencia de la temperatura). Tal producción de energía provoca la creación de una zona convectiva entre las dos capas, que a su vez expande y enfría la capa de hidrógeno, interrumpiendo sus reacciones nucleares. Cuando la capa de helio se queda sin combustible nuevamente, la zona de convección se contrae, la capa de hidrógeno se calienta nuevamente y se vuelve a encender, produciendo gran parte de la energía de la estrella. De este modo, entra en la fase de "intrapulsación", hasta que el helio acumulado en la carcasa se vuelve suficiente para provocar otro destello y reiniciar el ciclo. [1]

La energía producida por el destello de helio llega a la superficie de la estrella después de unos cientos de años y produce un pico de brillo superficial de unas pocas décimas de magnitud, que dura cientos de años. Estos cambios de brillo no están relacionados con los mayores cambios de brillo en un período de decenas o cientos de días, comunes en este tipo de estrellas (como, por ejemplo, en las variables Mira ). [6]

Evolución de una estrella de 2 M en la fase TP-AGB

En una estrella de la masa del Sol, la fase TP-AGB dura aproximadamente un millón de años. [4]

Desenterrar

Durante el AGB hay episodios de dragado , es decir, de remezcla de productos de fusión nuclear en las capas superficiales de la estrella. Estos episodios conducen a la formación de estrellas de carbono en las que hay una sobreabundancia de carbono. Si en las estrellas de la secuencia principal y en las de la rama gigante roja suele predominar el oxígeno sobre el carbono, en estas estrellas ocurre lo contrario, y la combinación de los dos elementos conduce a la producción de gases, como el monóxido de carbono, que consume todo el oxígeno presente, dejando el carbono libre para combinarse en otros compuestos carbonosos.

Por lo general, se distinguen tres episodios de dragado. El primero ocurre durante la permanencia de la estrella en la rama de gigante roja. El segundo ocurre en la fase E-AGB, pero solo para estrellas con masa mayor que 4 M . En tales estrellas, la capa de helio inicialmente produce grandes cantidades de energía que hacen que se expanda y se enfríe, provocando la extinción de la capa de hidrógeno activo que la recubre. De hecho, esto borra la distinción entre la capa de hidrógeno y la envoltura convectiva, permitiendo que los movimientos convectivos penetren casi hasta la capa de helio y traigan a la superficie los productos del ciclo de CNO , en particular 14 N. [7]

El tercer dragado (llamado así aunque el segundo no sucedió) ocurre durante la fase TP-AGB. En realidad, se trata de varios episodios y no solo uno, que ocurren en correspondencia con los impulsos térmicos. Como se mencionó, en correspondencia con el impulso, la capa de helio se expande y provoca la extinción de la capa de hidrógeno, permitiendo que el área convectiva llegue a los bordes del área donde se funde el helio. A medida que los impulsos térmicos se repiten y como, después del primero, se vuelven más intensos, generalmente son más efectivos en el transporte de los materiales producidos en el núcleo a la superficie, particularmente a 12 ° C. [8] [9]

El tercer dragado asume características diferentes para las estrellas con masa mayor que 5 M . Desarrollan temperaturas centrales como para desencadenar la fusión del hidrógeno en la base de la envoltura convectiva durante los pulsos térmicos. Este fenómeno se denomina en inglés Hot Bottom Burning (HBB), literalmente quemado de fondo cálido. Esto tiene dos consecuencias: 1) un aumento de la luminosidad superficial, que rompe la relación masa-luminosidad 2) la aparición de otros materiales, distintos a los observables en estrellas de menor masa. Estos son esencialmente los materiales producidos por la fusión de hidrógeno que se acerca al núcleo transportado por movimientos convectivos. En particular, es en particular 14 N pero también 7 Li , 23 Na , 25,26 Mg . El efecto es que durante la fase final de TP-AGB la estrella no se convierte en una estrella de carbono, sino en una estrella en la que el nitrógeno domina su superficie estelar. [7]

Pérdidas masivas

Las pérdidas de masa en forma de viento estelar , generalmente moderadas durante la fase de gigante roja y durante la rama horizontal, aumentan durante la fase AGB. Las estrellas de este tipo suelen ser variables a largo plazo y producen vientos estelares intensos. Los pulsos térmicos dan como resultado pérdidas de masa aún mayores que pueden producir capas de material en expansión en el espacio circunestelar.

El mecanismo que produce estas pérdidas de masa aún no se comprende del todo, pero a grandes rasgos ocurre de la siguiente manera. Las estrellas AGB suelen ser variables a largo plazo (tipo variable Mira ) que sufren pulsaciones radiales significativas. Estas pulsaciones, por un lado, expanden enormemente el radio de la estrella, por otro lado, inducen choques en la atmósfera estelar que aumentan su densidad. A una distancia de 1.5-2 R del centro de la estrella, la temperatura es lo suficientemente baja (~ 1500 k ) como para que tal aumento de densidad provoque la formación de granos de polvo sólidos. Estos son muy opacos y por lo tanto se aceleran por la alta presión de radiación debido al gran brillo de la estrella. Incluso si los granos de polvo constituyen solo el 1% del gas que constituye la atmósfera estelar, formada principalmente por moléculas de hidrógeno (H 2 ), su movimiento es suficiente para llevar consigo grandes cantidades de gas que luego es arrancado de la atmósfera de la estrella. . [7]

Las mayores pérdidas de masa se producen durante las últimas fases de la evolución de las estrellas AGB, en las que pueden alcanzar velocidades del orden de 1 × 10 −5 M - 1 × 10 −4 M por año, [10] tanto que una estrella puede perder hasta un 50-70% de su masa durante la fase AGB. [11]

Las enormes pérdidas de masa que sufren las estrellas AGB acaban eliminando casi toda la envoltura que rodea al núcleo y son por tanto responsables del paso de la estrella a la siguiente fase evolutiva, la de una nebulosa protoplanetaria , en la que se mueve horizontalmente a lo largo del diagrama HR. porque la eliminación progresiva de la envoltura revela capas cada vez más cálidas. Finalmente, la eliminación de gran parte de la envoltura de hidrógeno hará que la estrella se convierta en una enana blanca . [12]

Las pérdidas de masa durante la fase AGB son también la principal causa, junto con los dragados, de la no ignición del núcleo de carbono en estrellas de masa inferior a 8 M . Sería suficiente que estas estrellas produjeran un núcleo de carbono con una masa mayor que la del límite de Chandrasekhar (aproximadamente 1,4 M ) para que esto colapse. Pero a pesar de la masa de una estrella de 8 M es mucho más alto que este límite, pierde tanta masa debido al viento estelar que este límite nunca se alcanza. [7]

Proceso s

Las estrellas AGB son, junto con las supernovas , la principal fuente de elementos más pesados ​​que el hierro en el universo. Se estima que aportan la mitad de estos elementos. [13] Mientras que en las supernovas la producción de elementos pesados ​​ocurre en unos pocos segundos por el proceso de captura de neutrones r , en las estrellas AGB ocurre mucho más lentamente por el proceso s .

El proceso s requiere una fuente de neutrones libres que puedan ser capturados por los átomos de hierro. Se cree que esta fuente se debe al siguiente fenómeno: [13] [4] [8] durante los impulsos térmicos, la capa de helio activo se expande considerablemente, llevándose consigo los productos de su fusión, incluidos 12 C. Parte de este material se mezcla con la capa de hidrógeno de arriba. El 12 C presente en esta área se fusiona con los núcleos de hidrógeno para formar 13 N , que se desintegra por desintegración β en 13 C. Cuando las reacciones en la capa de helio se extinguen y se contrae, parte del 13 C permanece en la zona que separa las dos capas, formando una "bolsa" rica en dicho material. Cuando el siguiente impulso térmico golpea la bolsa, el carbono se fusiona con los núcleos de helio mediante la siguiente reacción:

13 C + 4 He16 O + n

Por tanto, hay una liberación de neutrones, que desencadenan el proceso s. Este proceso consiste en la captura de uno o más neutrones por un átomo de hierro y en la posterior β - decaimiento de ese átomo. La desintegración transforma uno de los neutrones del átomo en un protón, lo que hace que su número atómico aumente en uno. En este punto, el átomo captura otro neutrón y el ciclo se repite hasta la creación de los átomos de bismuto [14] .

En el siguiente dragado, parte de los átomos pesados ​​creados por el proceso s en el área entre las dos capas se lleva a la superficie y luego se dispersa en el espacio interestelar debido a la eliminación de la envoltura que rodea el núcleo estelar, enriqueciéndose con pesados elementos, el medio interestelar del que nacerán nuevas estrellas.

Envolvente circunestelar de estrellas AGB

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Lista de moléculas del medio interestelar .
Formación de una nebulosa planetaria al final de la fase AGB

La pérdida masiva de masa de las estrellas AGB produce una extensa envoltura circunestelar. Dado un tiempo de residencia promedio de un millón de años en la fase AGB y una tasa de expansión del gas de 10 km / s , el radio máximo de la envolvente se puede calcular en el orden de 30 al , ya que el material de la estrella comienza a mezclarse con el medio interestelar a una distancia muy grande. La dinámica más relevante que afecta al gas expulsado ocurre en las cercanías de la estrella, donde el gas se acelera y se determina la tasa de pérdida de masa de la estrella. Sin embargo, desde el punto de vista químico, también tienen lugar procesos interesantes a gran distancia de la estrella. Estos últimos procesos, dado el gran volumen en el que ocurren y la mayor profundidad óptica , son más fácilmente observables. [5]

La temperatura de la envoltura está determinada por las propiedades del gas y el polvo que rodean a la estrella y su dinámica, pero tiende a disminuir a medida que aumenta la distancia desde la fotosfera estelar, que generalmente tiene una temperatura de 2000-3000 K. A cierta distancia de la estrella, es lo suficientemente baja como para permitir la formación de granos de polvo. Estos granos absorben y dispersan los fotones provenientes de la estrella para que su impulso se transfiera de la radiación al polvo. A su vez, los granos de polvo transfieren su impulso al gas por fricción. Hay muchos factores que hacen que este proceso sea más eficiente: los granos más grandes son empujados con mayor fuerza a través del gas que los más pequeños; la baja metalicidad conduce a la formación de un menor número de granos y por tanto a una menor aceleración del gas; lo mismo ocurre en presencia de densidades más bajas. Por el contrario, un mayor brillo de la estrella y, por tanto, más radiación, harán que el proceso sea más eficiente. Dada la dependencia de la eficiencia del proceso del brillo de la estrella y dado que las estrellas AGB son variables Mira en el último período de su evolución, frecuentemente se forman anillos de material más denso, alternando con otros menos densos, en la envoltura interestelar. [5]

La composición química de los granos está determinada por la abundancia de elementos en la atmósfera estelar. Si prevalece el oxígeno, entonces el carbono permanece confinado en las moléculas de CO, que no participan en la formación de granos de polvo. En este caso, los granos estarán compuestos principalmente por Al , Fe , Si , Mg y O , que son los elementos que componen los silicatos . Por el contrario, si prevalece el carbono, no queda confinado a las moléculas de CO y por tanto puede contribuir a la formación de granos, que en este caso estarán compuestos mayoritariamente por carbono amorfo o compuestos carbonosos. [5] [15]

Las condiciones particulares en las que se encuentran las envolturas circunestelares, caracterizadas por los choques debidos a la intensa radiación y la colisión entre átomos y moléculas, producen inversiones de población adecuadas para la formación de máseres . Las moléculas en el origen de los máseres son SIO , H 2 O , HO , HCN y SiS [16] [17] [18] [19] [20] En las estrellas todavía ricas en oxígeno están los máseres SiO, H 2 O y OH para prevalecer. Ejemplos de estrellas AGB en las que prevalecen máseres de este tipo son R Cassiopeiae y U Orionis , [21] mientras que los máseres HCN y SiS son más comunes en estrellas de carbono como IRC +10216 . Los máseres, por otro lado, son poco comunes en las estrellas de clase S , es decir, en la clase que representa una etapa intermedia entre las estrellas todavía ricas en oxígeno y las que tienen carbono. [21]

Impulso térmico tardío

Aproximadamente una cuarta parte de las estrellas post-AGB están experimentando lo que se puede llamar un "nuevo nacimiento". Cuando, debido a la pérdida masiva de masa en la última fase de la evolución de AGB, la envoltura de hidrógeno se adelgaza, reduciéndose por debajo de la masa crítica de 1 × 10 −3 M [22] , despoja cada vez más la capa de helio subyacente. A medida que hace más calor, la temperatura de la superficie de la estrella aumenta. Luego, la estrella atraviesa el diagrama HR horizontalmente moviéndose hacia la izquierda, en el área de las estrellas azules. Sin embargo, esta fase es muy corta porque el adelgazamiento adicional de la capa superficial de hidrógeno provoca su extinción. Ya no alimentada por reacciones nucleares, la estrella comienza a enfriarse y atraviesa el diagrama HR verticalmente hacia abajo en la dirección de la zona de la enana blanca.

En muchos casos, se produce un reencendido repentino de la capa de helio cuando la estrella ha alcanzado la zona azul del diagrama HR o incluso cuando se acerca a la zona de la enana blanca. En el primer caso hablamos de "pulso térmico tardío" (en inglés: pulso termal tardío ), en el segundo caso de "pulso térmico ultratardivo" (en inglés: pulso termal muy tardío ). [23] El impulso térmico en ambos casos hace que el helio suba a la superficie y mezcla el hidrógeno residual con la capa de helio subyacente. El hidrógeno es consumido por los procesos de captura de protones por los átomos de carbono. Inicialmente, el pulso eleva tanto el brillo como la temperatura de la superficie de la estrella, que puede alcanzar los 50.000 K. [22] En esta fase muy corta, la estrella, que tiene una atmósfera de alta temperatura, carece de hidrógeno y es rica en helio, y es rodeado de gases expulsados ​​durante la fase AGB-TP, tiene un espectro similar al de las estrellas Wolf-Rayet . [24]

Sin embargo, en unas pocas décadas, la estrella expande enormemente su radio y, en consecuencia, su temperatura superficial disminuye considerablemente, tanto que regresa al área del diagrama HR poblada por estrellas AGB. Cuando, después de un período que puede calcularse en unos cientos o miles de años, se agota el impulso, la estrella se dirige definitivamente hacia la zona de la enana blanca.

Se cree que estrellas como Sakurai Object o FG Sagittae están pasando por esta fase.

Estrellas Super AGB

Las estrellas AGB más masivas tienen propiedades interesantes, tanto que se clasifican por separado como estrellas súper AGB. Tienen masas iniciales que van desde ≈8 M ☉ a ≈10 M . El límite inferior viene dado por la masa por debajo de la cual no se produce la fusión del carbono en magnesio , neón y oxígeno y otros elementos pesados ​​en las últimas etapas de la evolución estelar. Por otro lado, las estrellas con una masa de 8-10 M derriten carbono y desarrollan un núcleo degenerado de magnesio, neón y oxígeno. En cambio, el límite superior está representado por estrellas lo suficientemente masivas como para comenzar a derretir oxígeno en condiciones aún no degeneradas. Este proceso eventualmente conduce a la creación de un núcleo de hierro y su colapso. [25] [26]

En las estrellas super-AGB, el segundo dragado es más eficiente que en los AGB menos masivos porque la zona convectiva penetra más profundamente, dentro de la capa de helio, y "corroe" parcialmente el núcleo estelar, llevando a la superficie grandes cantidades de 12 C , 16 O y 18 O. La eficiencia del segundo dragado hace que la masa total del núcleo disminuya, permaneciendo así por debajo del límite de Chandrasekhar , no colapsa. [26] En la etapa TP-AGB, por otro lado, las estrellas super-AGB experimentan impulsos térmicos más frecuentes (cada 10-1000 años), pero menos intensos que los observados en estrellas AGB menos masivas. Esto se debe al hecho de que, al tener el núcleo de estrellas super-AGB a temperaturas más altas (350-430 millones de K), la capa de helio se forma más rápido y se enciende más rápido que en las estrellas en masa. En consecuencia, el tercer dragado es menos eficiente que en estrellas menos masivas. [26]

El destino final de las estrellas super-AGB es incierto: pueden terminar su existencia en supernovas de captura de electrones o terminar como enanas blancas con oxígeno, neón y magnesio . [27] En resumen, el mecanismo desencadenante de las supernovas de captura de electrones es el siguiente: el núcleo degenerado de oxígeno, neón y magnesio es sostenido por la presión de electrones degenerados . A densidades suficientemente altas ( 4 × 10 12 kg / m³ [28] ), los protones de los átomos de magnesio capturan un electrón, transformándose en neutrones y emitiendo un neutrino . Esto produce una disminución de la presión de los electrones degenerados que ya no pueden detener el colapso del núcleo. Cuál de los dos canales evolutivos (supernova o enana blanca) seguirá la estrella super-AGB depende de una multiplicidad de factores, que aún no se comprenden completamente. La probabilidad de que una estrella AGB termine su existencia en una supernova en lugar de una enana blanca aumenta con la masa estelar inicial, disminuye en las estrellas de alta metalicidad y en las estrellas donde el tercer dragado es más eficiente y, por lo tanto, resta masa del núcleo estelar. , evitando que alcance las condiciones de densidad como para desencadenar el colapso. Además, disminuye en estrellas donde el viento estelar es particularmente intenso y produce pérdidas de masa considerables durante la fase TP-AGB: si la pérdida de masa es alta, el crecimiento del núcleo no será suficiente para desencadenar el colapso. [26] [27]

Las estrellas super-AGB son objetos muy brillantes, con superficies de estrellas frías (2500-4000 K) y masivas (1000 R ). Esto los hace casi indistinguibles de las supergigantes rojas ligeramente más masivas y esto complica considerablemente su estudio. [26]

Nota

  1. ^ a b J. Lattanzio y M. Forestini, Nucleosynthesis in AGB Stars , Asymptotic Giant Branch Stars, IAU Symposium 191 , T. Le Bertre, A. Lebre, C. Waelkens, 1999, págs. 31-40. Consultado el 4 de enero de 2017 .
  2. ^ I. Iben, Evolución estelar VI. Evolución de la secuencia principal a la rama gigante roja para estrellas de masa 1 M , 1,25 M y 1,5 M , en The Astrophysical Journal , vol. 147, 1967, págs. 624-649, DOI : 10.1086 / 149040 . Consultado el 10 de enero de 2017 en.
  3. ^ a b c E. Vassiliadis, PR Wood, Evolución de estrellas de masa baja e intermedia hasta el final de la rama gigante asintótica con pérdida de masa , en The Astrophysical Journal , vol. 413, n. 2, 1993, págs. 641-657, DOI : 10.1086 / 173033 . Consultado el 11 de enero de la, 2017.
  4. ^ a b c d John C. Lattanzio y Peter R. Wood, Evolución, nucleosíntesis y pulsación de estrellas AGB , en Harm J. Habing y Hans Olofsson (ed.), Asymptotic Giant Branch Stars , Nueva York, Springer, 2004, páginas. 23-104, DOI : 10.1007 / 978-1-4757-3876-6 , ISBN 9781441918437 .
  5. ^ a b c d y HJ Habing, envolturas circunestelares y estrellas de ramas gigantes asintóticas , en The Astronomy and Astrophysics Review , vol. 7, no. 2, 1996, págs. 97-207, DOI : 10.1007 / PL00013287 . Consultado el 2 de junio de 2018 .
  6. ^ P. Marigo y col. , Evolución de estrellas asintóticas de ramas gigantes. II. Isócronas ópticas a infrarrojas lejanas con modelos TP-AGB mejorados , en Astronomía y Astrofísica , vol. 482, n. 3, 2008, págs. 883-905, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078467 . Consultado el 17 de abril de 2017.
  7. ^ a b c d Norbert Langer, Evolución tardía de estrellas de masa baja e intermedia ( PDF ), su astro.uni-bonn.de , Universität Bonn. Obtenido el 18 de abril de 2017 (archivado desde el original el 21 de abril de 2017) .
  8. ^ a b R. Gallino y col. , Evolución y Nucleosíntesis en Estrellas Gigantes Asintóticas de Baja Masa. II. Captura de neutrones y el proceso , en The Astrophysical Journal , vol. 497, n. 1, 1998, págs. 388-403, DOI : 10.1086 / 305437 . Consultado el 18 de abril de 2017.
  9. N. Mowlavi, Sobre el tercer fenómeno de dragado en estrellas asintóticas de ramas gigantes , en Astronomy and Astrophysics , vol. 344, 1999, págs. 617-631. Consultado el 18 de abril de 2017.
  10. ^ Martin AT Groenewegen y Paula Marigo, Synthetic AGB Evolution , en Harm J. Habing y Hans Olofsson (eds), Asymptotic Giant Branch Stars , Nueva York, Springer, 2004, págs. 105-149, DOI : 10.1007 / 978-1-4757-3876-6 , ISBN 9781441918437 .
  11. ^ PR Wood, EA Olivier y SD Kawaler, períodos secundarios largos en estrellas de ramas gigantes asintóticas pulsantes: una investigación de su origen , en The Astrophysical Journal , vol. 604, n. 2, 2004, págs. 800-816, DOI : 10.1086 / 382123 . Consultado el 19 de abril de 2017 .
  12. ^ Christoffel Waelkens y Rens BFM Waters, Post-AGB Stars , en Harm J. Habing y Hans Olofsson (eds), Asymptotic Giant Branch Stars , Nueva York, Springer, 2004, págs. 519-554, DOI : 10.1007 / 978-1-4757-3876-6 , ISBN 9781441918437 .
  13. ^ a b F. Herwig, Evolución de las estrellas de ramas gigantes asintóticas , en Revisión anual de astronomía y astrofísica , vol. 43, n. 1, 2005, págs. 435-479, DOI : 10.1146 / annurev.astro.43.072103.150600 . Consultado el 23 de abril de 2017.
  14. ^ AI Boothroyd, Elementos pesados ​​en las estrellas , en Science , vol. 314, n. 5806, 2006, págs. 1690–1691, DOI : 10.1126 / science.1136842 . Consultado el 26 de abril de 2017 .
  15. ^ P. Woitke, Too little radiation pressure on dust in the winds of oxygen-rich AGB stars , in Astronomy and Astrophysics , vol. 460, n. 2, 2006, pp. L9, DOI : 10.1051/0004-6361:20066322 , arXiv : astro-ph/0609392 . URL consultato il 18 ottobre 2018 .
  16. ^ RM Deacon, JM Chapman, AJ Green e MN Sevenster, H 2 O Maser Observations of Candidate Post‐AGB Stars and Discovery of Three High‐Velocity Water Sources , in The Astrophysical Journal , vol. 658, n. 2, 2007, pp. 1096-1113, DOI : 10.1086/511383 , arXiv : astro-ph/0702086 . URL consultato il 18 ottobre 2018 .
  17. ^ EML Humphreys, Submillimeter and millimeter masers , in Astrophysical Masers and their Environments, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium , vol. 242, n. 1, 2007, pp. 471-480, DOI : 10.1017/S1743921307013622 . URL consultato il 9 novembre 2018 .
  18. ^ JP Fonfría Expósito, M. Agúndez, B. Tercero, JR Pardo e J. Cernicharo, High-J v=0 SiS maser emission in IRC+10216: A new case of infrared overlaps , in The Astrophysical Journal , vol. 646, n. 1, 2006, pp. L127-L130, DOI : 10.1086/507104 . URL consultato il 9 novembre 2018 .
  19. ^ P. Schilke, DM Mehringer e K. Menten, A submillimeter HCN laser in IRC+10216 , in The Astrophysical Journal , vol. 528, n. 1, 2000, pp. L37-L40, DOI : 10.1086/312416 . URL consultato il 9 novembre 2018 .
  20. ^ P. Schilke e KM Menten, Detection of a second, strong submillimeter HCN laser line towards carbon stars , in The Astrophysical Journal , vol. 583, n. 1, 2003, pp. 446-450, DOI : 10.1086/345099 . URL consultato il 9 novembre 2018 .
  21. ^ a b D. Engels, Catalogue of late-type stars with OH, H2O or SiO maser emission , in Astronomy and Astrophysics Supplement Series , vol. 36, 1979, pp. 337-345. URL consultato il 9 novembre 2018 .
  22. ^ a b TM Lawlor e J.McDonald, Sakurai's Object, V605 Aquilae, and FG Sagittae: An Evolutionary Sequence Revealed , in The Astrophysical Journal , vol. 583, n. 2, 2003, pp. 913-922, DOI : 10.1086/345411 . URL consultato il 2 giugno 2018 .
  23. ^ ( EN ) HW Duerbeck, C. Sterken, DW Kurtz, The final helium flash object V4334 Sgr (Sakurai's Object) - an overview , Observational aspects of pulsating B and A stars , San Francisco, Astronomical Society of the Pacific, 2002, pp. 237-248, Bibcode : 2002ASPC..256..237D , ISBN 1-58381-096-X . URL consultato il 26 novembre 2018 .
  24. ^ C. Aerts, J. Christensen-Dalsgaard e DW Kurtz, Asteroseismology , Springer, 2010, pp. 37 –38, ISBN 978-1-4020-5178-4 .
  25. ^ L. Siess, Evolution of massive AGB stars , in Astronomy and Astrophysics , vol. 448, n. 2, 2006, pp. 717-729, Bibcode : 2006A&A...448..717S , DOI : 10.1051/0004-6361:20053043 . URL consultato il 28 novembre 2018 .
  26. ^ a b c d e ( EN ) C. Doherty et al. , Super-AGB Stars and their Role as Electron Capture Supernova Progenitors , in Publications of the Astronomical Society of Australia , vol. 34, 2017, pp. id.e056, Bibcode : 2017PASA...34...56D , DOI : 10.1017/pasa.2017.52 . URL consultato il 28 novembre 2018 .
  27. ^ a b ( EN ) JJ Eldridge e CA Tout, Exploring the divisions and overlap between AGB and super-AGB stars and supernovae , in Memorie della Società Astronomica Italiana , vol. 75, 2004, p. 694, Bibcode : 2004MmSAI..75..694E . URL consultato il 3 dicembre 2018 .
  28. ^ ( EN ) K. Nomoto "et al.", American Institute of Physics, Electron-capture supernovae of super-asymptotic giant branch stars and the Crabsupernova 1054 , Origin of Matter and Evolution of Galaxies, Tsukuba, Japan, 18-21 novembre 2016 , AIP Conference Proceedings, 2013, pp. 258-265, DOI : 10.1063/1.4874079 . URL consultato il 3 dicembre 2018 .

Voci correlate

Collegamenti esterni