Asymptotická větev obrů
Z Wikina
Konečná vývojová fáze pro velkou většinu hvězd ve vesmíru. V HR-diagramu zabírají pravou horní část. Hvězdy na hlavní větvi o hmotnosti srovnatelné se sluneční hmotností a méně hmotné se k asymptotické větvi obrů přesunou po vyhoření vodíku a hélia v jejich jádru. Mají uhlíkové jádro, obklopené vrstvou v níž hoří hélium a ještě výše nad ní je vrstva v níž hoří vodík. Jsou to hvězdní obři v pokročilejší vývojové fázi. V konečné fázi vývoje obr zjasňuje a jeho representativní bod v HR-diagramu se asymptoticky přibližuje k horní mezi oblasti obrů, to znamená nejvýše v oblasti obrů (pod oblastí veleobrů). Je složen ze dvou z cela rozdílných částí: středové (o velikosti několika tisíc km (103km) a teplotě zhruba 108 K se silnou vlastní gravitací; žhavé kompaktní jádro je obklopeno velmi rozsáhlým ( 108 km) a mnohem chladnějším pláštěm (jehož povrchová teplota je řádově 103K). Vnější části pláště jsou jen slabě poutány k AGB hvězdě, snadno unikají a představují pro hvězdu velké ztráty; kolem hvězdy se tvoří rozsáhlé cirkumstelární obálky plynů a prachu (o velikosti 1014km a o teplotách jen 10 K ve vnějších částech). AGB hvězda je tedy útvar velmi nehomogenní - s rozsahem 1011v prostoru a 107v teplotách. Po rozepnutí pláště AGB hvězda se objeví jako žhavý bílý trpaslík obklopený planetární mlhovinou.
Hvězdy a.v.o. přispívají k zářivosti a chemickému vývoji galaxií a v některých galaxiích jsou jediným zdrojem mezihvězdné hmoty. Za 7 mld. let bude Slunce bude jednou z hvězd a.v.o.
Obsah |
