学文网摘 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***，该***可以解读恒星的许多信息。美国天文学家罗素经过研究也***地画出了恒星的光度和光谱型之间的关系***。人们经过对比发现他们两人的***是一样的内容，该***被命名为赫罗***，如***1所示。
从赫罗***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（***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***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***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***［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***阐释恒星演化［J］.中国科技纵横，2009，（83）：161.
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