漸進巨星

漸進巨星（asymptotic giant branch，縮寫AGB），是一種低溫、高光度的恆星，在赫羅圖中位於上部，這是所有質量是太陽0.6-10倍的恆星在其生命最後階段所呈現的過程。

在天文觀測上，一顆漸進巨星將以明亮的紅巨星的形式出現，光度將會是太陽的1000倍甚至更高，它一個顯著的特徵是內部有一顆不活躍的碳氧核心，外面是一個正在燃燒的不穩定的氦殼層，更外側是一個同樣正在燃燒的氫殼層，而最外部的組成成分仍與主序星類似。

基本介紹

• 中文名：漸進巨星
• 外文名：asymptotic giant branch
• 別名：AGB

恆星演化

恆星在主序星階段，不斷地在核心進行氫核聚變，4個氫核在高溫高壓下聚變為1個氦核，當核心的氫耗盡時，核心收縮升溫，導致恆星的外層大氣膨脹和降溫，恆星成為一顆紅巨星，在赫羅圖上表現為迅速地向右上角移動，最終，一旦核心溫度達到3億K，氦核聚變開始，這將阻止恆星進一步冷卻和光度上升，此時恆星開始向左下角移動，這便是水平分支或紅群聚星，或質量大於太陽2倍的藍循環。

在核心的氦燃燒結束之後，恆星在赫羅圖上再度向右上方移動，亮度增加，導致恆星再次冷卻和膨脹。這個路徑幾乎與之前的紅巨星軌跡一致，因此稱為漸近巨星，然而在漸近巨星支上的恆星會比在紅巨星分支的恆星更大更亮。

漸進巨星階段

漸近巨星階段分成兩個部分：早期漸近巨星（E-AGB）和熱脈衝漸近巨星（TP-AGB）。在早期階段，主要的能量來源是包圍在碳和氧為主的核心，進行氦融合的殼層。在這一階段，恆星以巨大的比例膨脹，再度成為紅巨星。恆星的半徑可以達到1AU。

氦殼層耗盡後，恆星開始熱脈衝階段。此時恆星的能量來自於氫殼層中的融合，這也將內部的氦限制在非常薄的殼層內，並阻止氦再穩定地進行融合。然而，在10,000至100,000年的時間裡，來自氫殼層燃燒積聚起來的氦，最終還是會點燃氦殼層；這一過程稱為殼層氦閃。殼層氦閃的亮度峰值是恆星總亮度的數千倍，但在短短的幾年內就會呈指數級的下降。殼層氦閃導致恆星的膨脹和冷卻，關閉氫殼層的燃燒，並在兩個殼層之間的區域引發強烈的對流。當氦殼層的燃燒接近氫殼層的底部時，升高的溫度會重新點燃氫融合，循環又再度開始。 殼層氦閃使恆星的亮度大幅增加，導致恆星可見光的亮度在幾百年中增加數十星等。但這種變化與這類型恆星常見的幾十天至數百天的光度變化無關

在僅持續幾百年的熱脈衝中，來自核心區域的物質可能會混合到外層，改變表面的成分，這一種過程稱為"上翻"。由於這種上翻，漸近巨星支星可能會在它們的光譜中呈現S-過程元素，而且強烈的上翻會導致碳星的形成。在熱脈衝之後的上翻都稱為第三次上翻，第一次上翻發生在紅巨星期間，第二次上翻發生在早期漸近巨星期間。在某些情況下，可能不會有第二次上翻，但熱脈衝期間的上翻依然會稱為第三次上翻。熱脈衝在幾次之後的強度會迅速增加，因此第三次上翻通常是最深入的，也是最有可能將核心的物質經由循環傳送至表面。

漸近巨星通常都是長周期變星，並以恆星風的形式造成恆星質量流失。熱脈衝時期產生周期性的大質量流失，可能造成環繞在恆星周圍的拱星物質。在漸近巨星階段，恆星可能會失去50%到70%的質量

後期熱脈衝

在所有的後漸近巨星支星中，多達1/4都經歷了所謂的“重生”情節。被氦殼層包圍的碳氧核心除被氦殼層包圍之外，其上還有氫殼層。如果氦被重新點燃，就會發生熱脈衝，很快就又回到漸近巨星支進行氦燃燒，成為缺乏氫的恆星。如果當這種熱脈衝發生時，恆星已經缺失了氫燃燒殼層，它就會被稱為"非常後期熱脈衝" 。

重生恆星的外部大氣形成了恆星風，恆星再次跟隨演化軌跡穿過赫羅圖。然而，這個階段是非常短暫的，在再次走向白矮星階段之前，頂多持續大約200年。在觀測方面，這種後期熱脈衝階段似乎與在自己的行星狀星雲中間的沃爾夫-拉葉星相同。

發生實例

櫻井之星和天箭座FG是後期熱脈衝的典型例子，此外，仙后座R和獵戶座U也是漸進巨星