Süper-AGB yıldızı

Süper-AGB kütle aralığındaki yıldızların evrimsel izlerini gösteren Renk-Büyüklük Diyagramı.

Süper-AGB yıldızı, yaşamlarını beyaz cüce olarak tamamlayanlarla çekirdek çökme süpernovası olarak sonlandıranlar arasında bir kütleye sahip, asimptotik dev kol (AGB) yıldızları ile kırmızı üstdevler arasında özellikler gösteren bir yıldızdır. Yıldız evrimi modellerine göre 7,5 ila 9,25 M_☉ başlangıç kütlesine sahip olan bu yıldızlar, çekirdeklerindeki hidrojeni ve helyumu tüketerek ana koldan ayrılmış; genişleyerek büyük, soğuk ve ışıma gücü yüksek bir özelliğe bürünmüşlerdir.

HR diyagramı

Hertzsprung-Russell diyagramının sağ üst köşesinde bulunan süper-AGB yıldızları, 3.000 ila 4.000 K arasındaki düşük sıcaklıklarıyla normal AGB yıldızları ve kırmızı üstdevlerle benzerlik gösterir. Fotosfer ve atmosferlerinde molekül oluşumuna imkan tanıyan bu aşırı düşük sıcaklıkları sebebiyle, ışımalarının büyük bir bölümünü kızılötesi spektrumda yayarlar.

Chandrasekhar limiti ve çekirdek çökmesi

Aralıksız süren hidrojen (H) ve helyum (He) kabuk yanması, süper-AGB yıldızının çekirdeğini kütleçekimsel çökmeye karşı koyabildiği son eşik olan Chandrasekhar kütlesine kadar büyütebilir. Bu kritik eşiği aşan bir çekirdeğin nihai sonu, yaşamını bir çekirdek çökme süpernovası olarak tamamlamaktır. Kuramlar, kütlesi yaklaşık 9 M_☉ olan en büyük süper-AGB yıldızlarının ise ömrünü bir elektron yakalama süpernovası olarak tamamlayacağını öngörmektedir. Üçüncü tırmıklama etkinliği ve AGB kütle kaybı oranındaki belirsizliklerin yol açtığı hesaplama hatası, elektron yakalama süpernovalarının sayısını neredeyse ikiye katlayabilir ve bu durum, bu yıldızların evrendeki tüm süpernovalara katkısının üst sınırını yaklaşık %20'ye kadar çıkarabilir.

Yaşam evreleri bakımından Aldebaran, Mira ve Chi Cygni gibi kırmızı devlerle aynı aşamada bulunan bu yıldızlar, boyut ve sıcaklıklarındaki ritmik salınımlara paralel olarak parlaklıklarının da sürekli arttığı ve değişkenlik gösterdiği bir dönemden geçerler.

Süper-AGB yıldızları, helyumdan daha ağır elementleri tam olarak kaynaştırabilen daha kütleli üstdevlere doğru evrimsel bir geçişi temsil eder. Yıldızın merkezindeki helyum yanması evresinde üçlü alfa süreci aracılığıyla önce karbon, sonrasında ise bu karbonun bir kısmının oksijene dönüşmesiyle bir karbon-oksijen çekirdeği oluşur. Bu çekirdek daha sonra kısmen dejenere hale geldiğinde, karbon merkez dışında ani bir parıltıyla ateşlenir. Karbon yanması sırasındaki nükleer reaksiyonlar başta neon ve magnezyum olmak üzere çeşitli yeni elementler üretir ve bu sürecin sonunda yıldızın merkezinde nihai bir oksijen-neon (ONe) çekirdeği meydana gelir. Evrimin bu aşamasında, "ikinci tırmıklama" olarak bilinen ve bu yıldız sınıfını tanımlayan temel bir süreç daha yaşanır. İkinci tırmıklama, yıldızın helyumsuz çekirdeğinin kütlesini Chandrasekhar limitinin altına düşürür; bu durum daha kütleli yıldızların aksine, neon yanması gibi bir sonraki füzyon aşamasının başlamasını engelleyen kritik bir mekanizmadır.

Örnek

• VX Sagittarii