后渐近巨星支星
后渐近巨星支星（pAGB，是后-渐近巨星支的缩写）是处于恒星演化非常晚期阶段的一种中等质量恒星，在恒星分类上是明亮的超巨星。后渐近巨星支阶段发生在渐近巨星支（AGB或第二次上翻红巨星）结束之后。这阶段的垂死恒星，最初非常凉爽和巨大，会收缩和升温[1]。渐近巨星支后阶段的持续时间因恒星的初始质量而异，从太阳质量恒星的100,000年到更大质量恒星的1,000多年不等。随著金属丰度的降低，时间尺度略为缩短[2]。
在这一阶段接近尾声时，后渐近巨星支星在脱落外层时也倾向于产生原行星云，这会产生大量的红外过量，并遮蔽恒星在可见光的辐射。在达到约30,000 K的有效温度后，该恒星能够电离其周围的星云，产生一个真正的行星状星云。
性质
[编辑]后渐近巨星支星跨越了很大的温度范围，因为它们正处于从非常冷的温度（3,000 K或更低）加热到大约30,000 K的过程中。从技术上讲，只有当恒星达到其最高温度100000-200,000 K时，后渐近巨星支阶段才结束[2]，但在30,000 K之外，这颗恒星电离了周围的气体，因此后渐近巨星支星更常被认为是行星状星云的中心恒星。
另一方面，后渐近巨星支星的光度在整个后渐近巨星支阶段通常是恒定的，并且略微取决于恒星的核心质量，并且随著金属量的降低而变得较为明亮。[3][2]。
例子
[编辑]由于尘埃通常会遮蔽它们，许多后渐近巨星支星在视觉上相对暗淡。然而，仍有一些后渐近巨星支星可以用肉眼看到，其中最亮的是武仙座89。
其他范例包括：
参考资料
[编辑]- ^ Habing, Harm. Paresce, Francesco , 编. AGB and POST-AGB STARS: an Overview. Science with the VLT Interferometer. Science with the VLT Interferometer. ESO Astrophysics Symposia (Berlin, Heidelberg: Springer). 1997: 183–191. ISBN 978-3-540-69398-7. doi:10.1007/978-3-540-69398-7_23 （英语）. 参数
|journal=与模板{{cite conference}}不匹配（建议改用{{cite journal}}或|book-title=） (帮助) - ^ 2.0 2.1 2.2 Bertolami, Marcelo Miguel Miller. New models for the evolution of post-asymptotic giant branch stars and central stars of planetary nebulae. Astronomy & Astrophysics. 2016-04-01, 588: A25. Bibcode:2016A&A...588A..25M. ISSN 0004-6361. arXiv:1410.1679
. doi:10.1051/0004-6361/201526577 （英语）.
- ^ Vickers, Shane B.; Frew, David J.; Owers, Matt S.; Parker, Quentin A.; Bojičič, Ivan S. Improving the distances of post-AGB objects in the Milky Way. Journal of Physics: Conference Series. 2016, 728 (7): 072013. Bibcode:2016JPhCS.728g2013V. S2CID 126383516. doi:10.1088/1742-6596/728/7/072013 . hdl:10722/237688 .
