基本介紹
漸近巨星支 - 漸近巨星分支的恆星演化,關於AGB的另一種聲音,
漸近巨星支 - 漸近巨星分支的恆星演化
(1)當一顆恆星 耗盡在 核心進行 核聚變反應提供能量的 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。(橙色的線)
(2)最後，核心的溫度一旦達到3×10K， 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)。
(3)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。
(2)最後，核心的溫度一旦達到3×10K， 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)。
(3)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的階段
AGB的階段可以 分為二個部分，早期AGB（E-AGB）和熱脹縮AGB（TP-AGB）。
（1） 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（1天文距離單位(AU)=1.495978707×10^11米（億）= 149,600,000公里= 92,960,000英里= 490,800,000,000英尺）。
（2）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（如 C（α，n）O可能發生，作為s過程的中子源）。在之後的上翻則可能導致碳星的形成
AGB恆星是典型的長周期變星，並且以恆星風的形式損失大量的質量，在 AGB 階段的恆星 可以流失 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，同時物質外流的速度是10公里/秒，估計它的 最大半徑可以達到3× 10千米(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，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有趣的化學過程，並且由於它的尺度大小和較低的光深度都使 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性質來決定的，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：
（1）光球層：區域性的熱力學平衡化學；
（2）脈動的恆星包層：動盪的化學；
（3）塵埃形成區；
（4）化學的平靜；
（5）星際間的紫外線輻射和分子的光致蛻變－複雜的化學。
因為初始條件的差異，此時恆星會二分為富氧星或富碳星。在塵埃形成帶內有難熔金屬(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脈澤發射的場所，脈澤發射的分子有SiO、H2O、and OH。
當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，它們會進一步變成短生命的前行星星雲。AGB恆星外殼的最後結局被認為是行星狀星雲(PNe)。
（1） 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（1天文距離單位(AU)=1.495978707×10^11米（億）= 149,600,000公里= 92,960,000英里= 490,800,000,000英尺）。
（2）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（如 C（α，n）O可能發生，作為s過程的中子源）。在之後的上翻則可能導致碳星的形成
AGB恆星是典型的長周期變星，並且以恆星風的形式損失大量的質量，在 AGB 階段的恆星 可以流失 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，同時物質外流的速度是10公里/秒，估計它的 最大半徑可以達到3× 10千米(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，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有趣的化學過程，並且由於它的尺度大小和較低的光深度都使 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性質來決定的，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：
（1）光球層：區域性的熱力學平衡化學；
（2）脈動的恆星包層：動盪的化學；
（3）塵埃形成區；
（4）化學的平靜；
（5）星際間的紫外線輻射和分子的光致蛻變－複雜的化學。
因為初始條件的差異，此時恆星會二分為富氧星或富碳星。在塵埃形成帶內有難熔金屬(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脈澤發射的場所，脈澤發射的分子有SiO、H2O、and OH。
當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，它們會進一步變成短生命的前行星星雲。AGB恆星外殼的最後結局被認為是行星狀星雲(PNe)。
關於AGB的另一種聲音
但是，澳大利亞莫納什大學天體物理中心的恆星理論專家西蒙·坎貝爾（Simon Campbell）在翻查舊文獻的時候發現，有人提出過一些非常有趣的觀點，認為一些恆星不知為何或許不會遵循“規則”，可能會完全跳過AGB階段。
“對於一名研究恆星模型的科學家來說，這個提議簡直就是瘋了！按照我們的模型，所有恆星都要經歷AGB階段，”坎貝爾說，“我再三檢查了所有以前的研究，卻發現這個觀點沒有被認真地調查過。儘管幾乎沒有任何觀測經驗，我還是決定要親自來研究一番。”
坎貝爾及其團隊利用歐洲南方天文台的甚大望遠鏡，非常仔細地研究了位於南天孔雀座中球狀星團NGC 6752中的恆星發出的星光。這一大團古老的恆星中，既有第一代恆星，又有後來形成的第二代恆星。這兩代恆星可以通過它們所含的鈉的數量來加以區分，而鈉的含量是VLT可以通過觀測測量出來的。
“VLT上的多目標高解析度攝譜儀FLAMES，是唯一能夠讓我們一次獲取130顆恆星的高質量數據的設備，”坎貝爾補充說，“它讓我們能夠一次就觀測到這個球狀星團中很大的一部分。”
結果出人意料——他們觀測到的所有處於AGB階段的恆星都是鈉含量較低的第一代恆星，根本沒有一顆鈉含量較高的第二代恆星變成AGB恆星。多達70%的恆星沒有經歷最終的核聚變燃燒和質量損失階段。
坎貝爾總結說，“恆星似乎需要‘攝入’較少的鈉，才能在老年時進入AGB階段。這項觀測的重要性有以下幾點。這些恆星都是球狀星團中最明亮的恆星——因此最明亮恆星的數量會比理論預言的數量減少70%。這還意味著，我們關於恆星的計算機模型是不完整的，必須加以修正！”
