後漸近巨星支星
後漸近巨星支星（pAGB，是後-漸近巨星支的縮寫）是處於恆星演化非常晚期階段的一種中等質量恆星，在恆星分類上是明亮的超巨星。後漸近巨星支階段發生在漸近巨星支（AGB或第二次上翻紅巨星）結束之後。這階段的垂死恆星，最初非常涼爽和巨大，會收縮和升溫[1]。漸近巨星支後階段的持續時間因恆星的初始質量而異，從太陽質量恆星的100,000年到更大質量恆星的1,000多年不等。隨著金屬豐度的降低，時間尺度略為縮短[2]。
在這一階段接近尾聲時，後漸近巨星支星在脫落外層時也傾向於產生原行星雲，這會產生大量的紅外過量，並遮蔽恆星在可見光的輻射。在達到約30,000 K的有效溫度後，該恆星能夠電離其周圍的星雲，產生一個真正的行星狀星雲。
性質
[編輯]後漸近巨星支星跨越了很大的溫度範圍，因為它們正處於從非常冷的溫度（3,000 K或更低）加熱到大約30,000 K的過程中。從技術上講，只有當恆星達到其最高溫度100000-200,000 K時，後漸近巨星支階段才結束[2]，但在30,000 K之外，這顆恆星電離了周圍的氣體，因此後漸近巨星支星更常被認為是行星狀星雲的中心恆星。
另一方面，後漸近巨星支星的光度在整個後漸近巨星支階段通常是恆定的，並且略微取決於恆星的核心質量，並且隨著金屬量的降低而變得較為明亮。[3][2]。
例子
[編輯]由於塵埃通常會遮蔽它們，許多後漸近巨星支星在視覺上相對暗淡。然而，仍有一些後漸近巨星支星可以用肉眼看到，其中最亮的是武仙座89。
其他範例包括：
參考資料
[編輯]- ^ Habing, Harm. Paresce, Francesco , 編. 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 （英語）. 參數
|journal=與模板{{cite conference}}不匹配（建議改用{{cite journal}}或|book-title=） (幫助) - ^ 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 （英語）.
- ^ 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 .
