Асимптоти́чна гілка гіга́нтів або асимптоти́чне відгалу́ження гіга́нтів — пізня стадія еволюції зір малої та середньої маси (0,6—10 M☉), а також ділянка на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, де такі зорі розташовані. Ці зорі перебувають на стадії термоядерних реакцій у подвійному шаровому джерелі, мають низькі температури, великі розміри та високу світність. Вони часто змінні, а також характеризуються сильним зоряним вітром.
Внутрішня будова зір на асимптотичній гілці гігантів характеризується інертним вуглецево-кисневим ядром, шаром ядерного горіння гелію (з утворенням вуглецю), шаром гелію, у якому ядерні реакції не відбуваються, далі шаром ядерного горіння водню (з утворенням гелію) та нарешті дуже великою оболонкою з речовини з майже первинним (переважно водневим) складом.
Цій стадії передує або стадія горизонтальної гілки, або стадія блакитної петлі — залежно від маси зорі. Асимптотична гілка гігантів поділяється на дві частини: ранню асимптотичну гілку гігантів і фазу теплових пульсацій. Остання характеризується швидкою втратою маси та періодичною зміною джерел енергії зорі.
Наймасивніші зорі на цій стадії зазнають вуглецевої детонації й вибухають як наднові або продовжують еволюцію як надгіганти, тоді як інші зорі завершують цю стадію скиданням оболонки з утворенням планетарної туманності і подальшим переходом у стан білого карлика. Сонце в майбутньому також пройде цю еволюційну стадію.
Історія вивчення Асимптотичну гілку гігантів уперше виділив серед інших червоних гігантів Гелтон Арп у 1955 році. Водночас формувалася сучасна теорія еволюції зір: 1954 року Елан Сендидж встановив, що зорі стають червоними гігантами після сходу з головної послідовності. Відтоді еволюцію зір і властивості зір асимптотичної гілки гігантів вивчили досить детально, однак деякі деталі залишаються невідомими. Найменш вивченими залишаються наймасивніші зорі асимптотичної гілки гігантів, які з певного моменту еволюціонують як надгіганти: перші роботи, присвячені таким об'єктам, з'явилися лише в 1990-х роках.
Характеристики Зорі асимптотичної гілки гігантів мають низькі температури й пізні спектральні класи — переважно M, S і C, але водночас мають великі розміри та високу світність. Тому, з урахуванням класу світності, їх відносять до червоних гігантів або надгігантів.
До асимптотичної гілки гігантів потрапляють зорі з початковими масами приблизно від 0,5 до 10 , що визначається перебігом зоряної еволюції. Зовнішні шари таких зір дуже розріджені, тому в них утворюється потужний зоряний вітер, який спричиняє швидку втрату маси — до 10−4 на рік.
Ядра таких зір складаються з вуглецю та кисню. Навколо ядра міститься оболонка з гелію, яку, своєю чергою, оточує протяжна воднева оболонка. Конвективна зона займає більшу частину зовнішніх шарів. У ядрі термоядерні реакції вже не відбуваються, натомість вони йдуть у шарових джерелах: у гелієвій оболонці відбувається горіння гелію, а на межі гелієвої й водневої оболонок — перетворення водню на гелій, насамперед через вуглецево-азотний цикл.
Багато зір на стадії асимптотичної гілки гігантів спостерігають у кулястих зоряних скупченнях. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела кулястих скупчень такі зорі утворюють окрему область, яку також називають асимптотичною гілкою гігантів. Вони яскравіші за зорі гілки червоних гігантів тих самих спектральних класів. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела обидві гілки йдуть майже паралельно, зближуються в області найбільших світностей, але не перетинаються. Через це верхню гілку називають асимптотичною, як і відповідну стадію еволюції.
Прикладом зорі асимптотичної гілки гігантів є .
Змінність
Зорі асимптотичної гілки гігантів часто бувають змінними різних типів. Ті з них, що під час еволюції достатньо охололи й збільшилися в розмірах, стають довгоперіодичними змінними. Цей тип змінних зір загалом доволі неоднорідний, і зорі асимптотичної гілки гігантів можуть належати до двох його підтипів. Перший тип — міриди, що характеризуються періодичними пульсаціями й дуже великою амплітудою зміни яскравості, другий — напівправильні змінні з меншою амплітудою блиску й менш регулярними коливаннями.
Також у процесі еволюції такі зорі можуть перетинати смугу нестабільності й ставати пульсуючими змінними типу BL Геркулеса або типу W Діви.
Навколозоряна оболонка Наслідком інтенсивної втрати маси зорями асимптотичної гілки гігантів є те, що вони оточені протяжною навколозоряною оболонкою. Такі оболонки мають складну й цікаву хімію, значну частину якої важко відтворити в лабораторних умовах через низьку густину міжзоряного газу. Характер хімічних реакцій в оболонці змінюється зі збільшенням відстані від зорі, у міру розширення та охолодження речовини. Поблизу зорі густина оболонки достатньо висока, щоб реакції наближалися до термодинамічної рівноваги. Коли речовина віддаляється на відстань понад , густина зменшується настільки, що визначальними стають кінетичні процеси, а не термодинаміка. Деякі енергетично вигідні реакції вже не можуть відбуватися в газі, оскільки механізм реакції потребує третього тіла для відведення енергії, що виділяється під час утворення хімічного зв’язку. У цій області багато реакцій відбуваються за участю радикалів, таких як OH (у кисневмісних оболонках) або CN (в оболонках навколо вуглецевих зір). У найвіддаленішій частині оболонки, за межами приблизно , густина падає настільки, що пил уже не повністю екранує оболонку від міжзоряного ультрафіолетового випромінювання, і газ стає частково іонізованим. Ці іони беруть участь у реакціях із нейтральними атомами й молекулами. Зрештою, коли оболонка зливається з міжзоряним середовищем, більшість молекул руйнується ультрафіолетовим випромінюванням.
У хімічному плані навколозоряну оболонку поділяють на пульсуючу зоряну оболонку з хімією ударної хвилі, зону формування пилу, хімічно спокійну зону та зрештою зону міжзоряного ультрафіолетового випромінювання й фотодисоціації молекул. У зоні утворення пилу стійкі до випаровування елементи та сполуки (Fe, Si, MgO тощо) виходять із газової фази й утворюють пилові зерна. Новоутворений пил одразу бере участь у поверхнево-каталізованих реакціях. Зоряні вітри зір асимптотичної гілки гігантів є місцями утворення космічного пилу, і їх вважають головним джерелом пилу у Всесвіті.
Зоряні вітри зір асимптотичної гілки гігантів (міриди та OH/IR-зорі) також часто є джерелами мазерного випромінювання. Випромінювання зумовлюють молекули SiO, H2O, OH, HCN та SiS. Мазери SiO, H2O та OH зазвичай трапляються в кисневмісних зорях спектрального класу M, тоді як мазери HCN і SiS зазвичай спостерігають у вуглецевих зорях (класу C). Зорі спектрального класу S з мазерним випромінюванням трапляються рідко.
Еволюція
Зорі переходять на асимптотичну гілку гігантів, коли в їхньому ядрі закінчується гелій, а термоядерний синтез із його участю триває в оболонці навколо ядра, яке складається з вуглецю й кисню. Залежно від початкової маси цій стадії передує етап горизонтальної гілки (або червоного згущення) чи блакитної петлі. Нижня межа маси для входження в цю стадію становить 0,5 , оскільки менш масивні зорі не здатні запустити ядерне горіння гелію, а верхня межа становить приблизно 10 , бо в масивніших зорях реакції за участю гелію починаються невдовзі після сходження з головної послідовності, і вони стають надгігантами.
Рання асимптотична гілка гігантів Після переходу на асимптотичну гілку гігантів зоря починає збільшуватися в розмірах і охолоджуватися. Для маломасивних зір еволюційний трек на цій стадії проходить близько до треку на гілці червоних гігантів, лише за дещо вищих температур за тієї самої світності. Для масивніших зір ситуація інша: асимптотична гілка для них проходить в області вищих світностей, ніж гілка червоних гігантів. В обох випадках процеси в зорі загалом подібні до тих, що відбуваються в зорях на гілці червоних гігантів.
Спочатку на цій стадії термоядерний синтез відбувається у двох шарових джерелах: гелієвому та водневому. У міру розширення зорі воднева оболонка охолоджується і стає менш щільною, тому термоядерні реакції в ній припиняються. У маломасивних зір це призводить до тимчасового зменшення розміру і світності. Після цього зоря знову починає розширюватися і ставати яскравішою, унаслідок чого на діаграмі Герцшпрунга — Рассела вона на певний час затримується в одній області. У великих старих зоряних популяціях у цій області одночасно може перебувати багато зір асимптотичної гілки гігантів. В англомовній літературі цю область називають «AGB clump» (букв. «згущення на асимптотичній гілці гігантів»).
Розширення зорі та вимкнення водневого шарового джерела призводить до того, що конвективна оболонка проникає в дедалі глибші шари, і в зорях масивніших за 3—5 (залежно від хімічного складу) відбувається друге зачерпування, під час якого на поверхню виноситься значна кількість — до 1 у наймасивніших зір — гелію та азоту.
У будь-якому разі, доки горіння гелію відбувається в оболонці навколо інертного ядра, зоря перебуває на так званій ранній асимптотичній гілці гігантів. Подальша еволюція на асимптотичній гілці гігантів відбувається значно швидше, а її характер залежить від маси зорі.
Перехід Сонця на асимптотичну гілку гігантів відбудеться приблизно через 7,8 мільярда років, коли його вік становитиме близько 12,3 мільярда років. На той момент Сонце матиме масу близько 0,71 , світність 44 , температуру 4800 K і радіус 9,5 . Через 20 мільйонів років після цього рання асимптотична гілка гігантів для Сонця завершиться: тоді його маса зменшиться до 0,59 , а температура — до 3150 K. Радіус зросте приблизно до 130 , а світність — до 2000 . Точні параметри Сонця на асимптотичній гілці гігантів залежать від того, яку частку маси воно втратить.
Подальша еволюція Подальший хід еволюції зорі залежить від її маси. У всіх зір на асимптотичній гілці гігантів є ядро з вуглецю та кисню. Спочатку воно інертне, але його маса поступово зростає, ядро ущільнюється і стає виродженим. Якщо маса зорі достатньо велика, у ядрі зорі відбувається вуглецева детонація — вибуховий запуск ядерного горіння вуглецю. Це явище подібне до гелієвого спалаху, але значно потужніше й може призвести до вибуху зорі як наднової. Водночас можливий і сценарій, за якого зоря виживає та продовжує еволюцію як надгігант. Отже, наймасивніші зорі на цій стадії часто розглядають як перехідний тип між менш масивними зорями асимптотичної гілки гігантів і надгігантами.
Мінімальна початкова маса зорі, за якої еволюція відбувається за таким сценарієм, є чутливою функцією хімічного складу. Для зір із металічністю, близькою до сонячної, а також для дуже бідних на метали зір це значення становить близько 8 . Мінімум функції досягається при частці елементів важчих за гелій, рівній 0,001, — у цьому випадку маса, необхідна для вуглецевої детонації, становить лише 4 .
Стадія теплових пульсацій Якщо зоря має масу меншу за описану вище межу, її ядро залишається інертним. Горіння гелію в шаровому джерелі триває доти, доки весь гелій у ньому не вичерпається — у цей момент зоря переходить на стадію теплових пульсацій (). Після цього оболонка різко стискається й нагрівається, у результаті чого в ній починається синтез гелію з водню.
У ході цього процесу навколо ядра знову накопичується гелій, який поступово ущільнюється й нагрівається. Коли маса накопиченого гелію перевищує певну межу, що залежить від маси ядра, починається горіння гелію: наприклад, при масі ядра 0,8 гранична маса гелію становить 10−3 , і що більшою є маса ядра, то меншою стає гранична маса гелію. У цьому процесі спостерігається позитивний зворотний зв'язок: термоядерні реакції підвищують температуру, яка, своєю чергою, прискорює термоядерні реакції — відбувається шаровий гелієвий спалах, потужність якого може досягати 107—108 . Це явище спричиняє розширення зовнішніх оболонок і припинення реакцій у водневому шаровому джерелі, а згодом і розширення самого шарового джерела та зникнення позитивного зворотного зв'язку.