AGB星的结构及演化

摘 要： AGB星是渐近巨星分支，具有H―He双燃烧壳层，其内部会发生热脉冲过程和第三次挖掘，由于中子辐照发生核合成，是S―过程核素的主要产地。本文对AGB星的结构及演化进行了分析。

关键词： AGB星 结构 热脉冲 第三次挖掘 核合成模型

1. AGB星

丹麦天文学家赫茨普龙以恒星的光度为纵坐标，以温度为横坐标，对大量的恒星作了统计并画出一张图，该图可以解读恒星的许多信息。美国天文学家罗素经过研究也独立地画出了恒星的光度和光谱型之间的关系图。人们经过对比发现他们两人的图是一样的内容，该图被命名为赫罗图，如图1所示。

从赫罗图上可以看出，大多数恒星组成一条从左上角绵延到右下角的序列（图中实线部分），这条序列叫主星序（简称主序），其中的恒星叫主序星。另一支密集群较短，呈左低右高走向，分布在图上部，接近右上方，这条序列叫红巨星序（RGB）。在红巨星分支附近存在着另外一个分支，它们在赫罗图上与红巨星分支很靠近，被称作渐近巨星分支（Asymptotic Giant Branch），简称AGB星。

2. AGB星的结构

AGB星是一个埋在巨大对流包层里的简并星，它的基本结构为：核心通常收缩为与白矮星一样大小的致密的C―O简并核（半径约为10-2R，核心质量在0.5―1.38M之间），外面通常形成双燃烧壳层（富氢的外包层与核之间有一很小的氦燃烧区，即He壳层，即由内向外分别有He燃烧壳层和H燃烧壳层），H―He双燃烧壳层间为对流壳层，再外面是对流外包层。

3. AGB星的热脉冲（Thermal Pulse，简称TP）

当形成的C―O核心外缘接近外包层底部时，恒星进入热脉冲（TP）阶段。AGB星重复地经历四个阶段：（1）C―O简并核外的H壳层的宁静燃烧阶段。此时，恒星的能量由H燃烧产生，它的“死灰”He堆积在星核表面并被压缩和加热。（2）当核质量变化量ΔMc达到某一值时，He被点燃，这就是He闪阶段。He闪释放的能量加热了外面的包层并使之膨胀，而包层的温度和密度则不断下降，这时进入第三阶段。（3）在H―He不连续的地方与He燃烧的底层之间产生了对流层，对流层的物质继续膨胀和冷却，He燃烧产生的光度降低，而通过对流层底部的能流却不断增加，当能流与核反应产能率达到平衡时，进入第四阶段。（4）稳定的He燃烧阶段。这个阶段一直持续到He燃烧所消耗的物质总量等于H燃烧所消耗的物质总量，这时H被重新点燃，又进入（1）阶段。这种周而复始近乎循环的过程称为热脉冲。每个循环的基本性质是相似的，如H壳层的光度、He壳层的光度以及总光度等。一般说来，AGB星经历的脉冲数与其初始主序质量密切相关，如初始主序质量为1.3M的AGB星，热脉冲周期长达10年，经历10―12个热脉冲后变为白矮星；而初始主序质量为5M的AGB星，热脉冲周期为1―3千年，可经历30―50个热脉冲才形成白矮星和行星状星云。

4.第三次挖掘

一般认为，在最初几次热脉冲时，温度变化幅度不够大，随着脉冲数的增加，热脉冲振幅增大，在壳层He燃烧产能率达到极大时，燃烧区外面出现短时间对流壳层，在其后的脉冲过程中，对流壳层非常接近于H、He不连续区，随着对流外包层的向内推移，H、He不连续区与外部包层巨大的温度梯度将导致内外物质发生急剧对流（对流速度超过包层膨胀速度），这在观测上产生了最重要的影响：它将内部壳层He燃烧中的核燃烧产物，即3α反应合成的12C和在He燃烧壳层中通过S―过程产生的重元素，借助物质对流带到大气包层，甚至带到恒星表面，从而可以观测到大量富C及重元素超丰的红巨星，这就是人们所称的“第三次挖掘”（在此之前，恒星大气的原始化学成分已被两种混合机制改变，即第一次上升到红巨星时的第一次挖掘和核心He耗尽后发生的第二次挖掘，中等质量星才会发生第二次挖掘）。第三次挖掘过程将富O的AGB星MS、S星（C/O＜1）逐渐转化为富C的C星（C/O>1），即MSSCC演化序列是低质量AGB星经历C核合成、S―过程核合成及第三次挖掘的共同结果。

Merrill（1952）在天文观测中首先发现，在S星的光谱中包含有不稳定重核素Tc。Tc的半衰期是τ=2×10年，它的存在表明恒星内部确实发生了核合成过程，而且这些核合成的产物被挖掘到了恒星表面。

5. AGB星核合成模型

5.1 AGB星核合成的早期模型

AGB星是发生慢中子俘获最合适的场所。当对流的富He壳层的底部温度升高时，C中子源释放出中子，种子核经历中子辐照而合成新的核素。

Cameron（1954，1957）和Greenstein认为，C中子源是通过质子混合到氦壳层而产生的。然后C通过反应C（a,n）O释放中子。Cameron（1960）又提出了另一个中子源――Ne。它通过核反应Ne（a,n）Mg释放中子。随后，Burbidge et al.（1957）发表了论述元素核合成的著名论文，其中就包含与AGB星密切相关的经典无分叉S―过程理论。后来，Clayton et al.（1961）延续Burbidge等人的思想，建立了经典无分叉S―过程方程组，并给出了解析解。他们引入了一个对时间积分的中子流函数――中子辐照τ=∫Nvdt。其中，N是中子数密度，v=（2kT/m）是平均中子热速度。T、k、m分别是温度、玻尔兹曼常数和中子质量。这种唯象近似理论被称为单辐照理论。

5.2低质量AGB星核合成的早期模型――对流核合成模型

这个模型的基础假设是：在每个热脉冲过去之后，C pocket形成并且保持不变，直到下一个热脉冲发生，C在对流的情况下被吞并、燃烧，通过反应C（α，n）O产生居主要地位的中子照射，种子核俘获中子形成新核素。这些新核素最终在“第三次挖掘”中被混合到大气包层。这里引入Ne中子源的原因是：天文观测在恒星上发现了一些不稳定核素，如Er等。理论上，由于这些不稳定核素的衰变率对温度很敏感，在C中子源释放中子的较低温度下会很快衰变完，因而不可能对最后的核合成结果有贡献。为了说明这部分核素的丰度，就必须引入Ne中子源。由于模型中的中子源是在“第三次挖掘”的对流状态下释放中子并发生S―过程的，因而又被叫做对流模型。

5.3低质量AGB星核合成的最新模型――辐射核合成模型

Gallino等人对C辐射燃烧的核合成模型给予了彻底的描述，我们称该模型为辐射核合成新模型。

在新模型里，低质量AGB星内的S―过程核合成，可以总结为以下几个阶段：（1）少量的质子进入冷却的氦中间壳层的顶部（形成一个质子pocket）。（2）氢重新燃烧时形成一个C pocket。（3）当这个区域随即被压缩且加热到T=（0.8-0.9）×10K时，C（α，n）O反应释放中子，该区的新鲜Fe种子核、14N及已经历过先前的S―过程的物质在辐射的状态下通过S―过程捕获中子，合成重元素。（4）经历了S―过程的C pocket被对流的热脉冲吞没，并在此处同来自氢壳层下面的氢燃烧灰（含新鲜的Fe种子核和N）及来自先前各脉冲的被S―过程加工过的物质混合。（5）脉冲里的混合物接受来自22Ne源的中子照射，其中子数密度峰值高但中子辐照量小。（6）热脉冲熄灭后，发生第三次挖掘，从而部分经历过S―过程且富12C的物质被混入包层。（7）重复上面的循环直到热脉冲阶段结束。

Gallino等人根据上述辐射核合成恒星模型，对低质量AGB星（1.5＜M/M＜3）内S―过程中子俘获元素进行了系统的计算，他们成功地拟合出太阳系88＜A＜208的S―核素丰度分布，在A＜88的区域也较以前的恒星模型及经典方法有了明显改善。

参考文献：

［1］戴光曦主编.核素图［M］.科学技术出版社重庆分社，1987.

［2］黄润乾.恒星物理［M］.中国科学技术出版社，1998.

［3］Busso，M.，Gallino，R.，& Wasserburg，G.J.，1999，ARA&A，37，239.

［4］刘永利，周贵德，刘清华.s－过程核合成参数化研究与铅星产生的物理条件［J］.河北师范大学学报，2006，30，（3）：305.

［5］刘永利.用赫罗图阐释恒星演化［J］.中国科技纵横，2009，（83）：161.

本文为全文原貌 未安装PDF浏览器用户请先下载安装 原版全文