Stara gwiazda może wielokrotnie przechodzić przez gwałtowne pulsy spalania helu
Po wyczerpaniu helu w jądrze gwiazda o małej lub pośredniej masie może wejść na asymptotyczną gałąź olbrzymów, gdzie ma zwarte jądro węglowo-tlenowe otoczone dwiema cienkimi powłokami spalania: helową i wodorową. Spalanie helu w cienkiej powłoce jest niestabilne. Co pewien czas dochodzi do tzw. pulsu termicznego — krótkiego, gwałtownego wzrostu produkcji energii, który przebudowuje warstwy gwiazdy. Takie epizody mogą się wielokrotnie powtarzać i sprzyjają mieszaniu świeżo wytworzonych pierwiastków ku powierzchni.
Gwiazda z dwoma palnikami
Na etapie asymptotycznej gałęzi olbrzymów, czyli AGB, centralne jądro jest zbudowane głównie z węgla i tlenu i nie prowadzi już zwykłych reakcji termojądrowych. Energia pochodzi z dwóch otaczających je cienkich warstw: bliżej jądra może spalać się hel, a dalej wodór. Przez większość czasu dominuje stosunkowo spokojne spalanie wodoru, które pozostawia po sobie hel i stopniowo zwiększa zapas w cienkiej strefie helowej.
Cienka powłoka staje się niestabilna
Gdy warstwa helu osiągnie odpowiednie warunki, reakcja potrójnego alfa gwałtownie przyspiesza. W tak cienkiej geometrii odpowiedź termiczna nie przypomina stabilnego spalania w dużym jądrze. Dochodzi do błysku powłoki helowej, nazywanego pulsem termicznym. Przez krótki czas moc generowana przez hel może wzrosnąć ogromnie, choć powierzchnia gwiazdy reaguje znacznie wolniej i w bardziej złożony sposób.
Puls przestawia strukturę całej otoczki
Energia impulsu powoduje rozszerzenie warstw ponad strefą helową, co może czasowo ograniczyć spalanie wodoru. W obszarze między powłokami powstaje konwekcja, a po impulsie zewnętrzna otoczka może sięgać głębiej. W tzw. trzecim dredge-upie materiał wzbogacony w węgiel i produkty wychwytu neutronów może zostać wyniesiony ku powierzchni. To jeden ze sposobów, w jaki skład widocznej atmosfery starej gwiazdy ujawnia procesy zachodzące wcześniej głęboko pod nią.
Puls za pulsem aż do utraty otoczki
Cykl może powtarzać się wielokrotnie, oddzielony dłuższymi fazami spokojniejszego spalania. Jednocześnie rozległa, chłodna otoczka AGB traci materię w silnym wietrze gwiazdowym. Z czasem utrata masy kończy etap AGB: otoczka zostaje rozproszona, a odsłonięte gorące jądro zmierza ku fazie białego karła. Pulsy termiczne są więc ważnym elementem zarówno nukleosyntezy, jak i przygotowania gwiazdy do odrzucenia zewnętrznych warstw.
Pulsy pomagają tworzyć gwiazdy węglowe
Jeśli po pulsie termicznym zewnętrzna konwekcja sięga wystarczająco głęboko, może wynieść na powierzchnię węgiel wytworzony przez reakcję potrójnego alfa. Po kolejnych epizodach stosunek węgla do tlenu w atmosferze może wzrosnąć na tyle, że gwiazda staje się gwiazdą węglową. Zmiana nie jest tylko etykietą spektroskopową: wpływa na chemię cząsteczek i pyłu powstającego w chłodnej otoczce, a tym samym na sposób, w jaki gwiazda traci materię.
Stara gwiazda wzbogaca przestrzeń stopniowo
AGB pokazuje, że chemiczny wpływ gwiazdy na Galaktykę nie musi nastąpić w jednej eksplozji. Pulsacje, konwekcja i silny wiatr działają wspólnie przez wiele cykli. Materiał przetworzony w głębi jest najpierw mieszany ku powierzchni, a potem wynoszony do ośrodka międzygwiazdowego. Wyrzucony gaz i pył mogą stać się częścią następnej generacji obłoków gwiazdotwórczych. Ewolucja jednej starej gwiazdy zostaje więc wbudowana w skład chemiczny przyszłych gwiazd i planet.
Dlaczego modele pulsów są numerycznie wymagające
Spokojne etapy pomiędzy pulsami trwają znacznie dłużej niż sam gwałtowny błysk powłoki helowej, a w czasie impulsu zmieniają się temperatura, konwekcja i aktywność obu powłok spalania. Model musi więc śledzić procesy działające w bardzo różnych skalach czasu oraz granice obszarów mieszanych, od których zależy późniejszy dredge-up. Małe różnice w opisie konwekcji lub utraty masy mogą zmienić liczbę pulsów i ilość materiału wynoszonego na powierzchnię. Z tego powodu obserwowane obfitości węgla i pierwiastków procesu s w gwiazdach AGB są cennym testem modeli. Puls termiczny łączy fizykę jądrową, transport energii i ewolucję chemiczną w jednym cyklicznym zjawisku.
Utrata masy jest jednym z największych źródeł niepewności późnej ewolucji AGB. Wiatr zależy od pulsacji, powstawania pyłu, składu chemicznego i promieniowania, a ostatecznie decyduje, ile pulsów gwiazda zdąży przejść przed utratą otoczki. To z kolei wpływa na ilość węgla i ciężkich pierwiastków zwracanych do Galaktyki oraz na końcową masę białego karła. Jeden parametr trudny do modelowania łączy więc trzy problemy: wygląd starego olbrzyma, chemiczne wzbogacanie ośrodka i masę zwartej pozostałości.