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渐近巨星支（英語：asymptotic giant branch，缩写AGB）是赫羅圖中低溫、高光度恆星的區域。這是恆星演化階段中，所有低到中等質量恆星（0.6-10M⊙）生命期後段所經歷的過程。 在觀測上，一顆渐近巨星支星將以明亮的紅巨星形式出現，光度會是太陽的數千倍。它的內部結構特徵是在中央有一個不活躍的碳和氧核心，外面是正在將氦融合成碳(氦燃燒)的氦層，再外面則是將氫融合成氦(氫燃燒)的殼層，還有大量與一般主序星相類似的物質組成的外殼。
, O ramo assintótico das gigantes (asymptoti … O ramo assintótico das gigantes (asymptotic giant branch, ou apenas AGB) é uma região do diagrama de Hertzsprung-Russell, populada por estrelas evoluídas frias e luminosas. Este é um período de evolução estelar que ocorre em todas as estrelas entre 0,6 a 10 massas solares, no fim de suas vidas. Visualmente, uma estrela do ramo assintótico das gigantes irá aparecer como uma gigante vermelha brilhante com uma luminosidade milhares de vezes maior que a do Sol. Seu interior é caracterizado por um núcleo central e inerte de carbono e oxigênio, uma camada em torno do núcleo onde a fusão do hélio ocorre, uma camada em torno da última, onde fusão do hidrogênio ocorre, e um grande envelope composto de material similar a estrelas da sequência principal. O término da fase no AGB é marcado pela completa ejeção das camadas externas da estrela, formando uma nebulosa planetária, com o núcleo denso evoluindo para uma anã branca.úcleo denso evoluindo para uma anã branca.
, Ein AGB-Stern ist ein entwickelter Stern m … Ein AGB-Stern ist ein entwickelter Stern mit circa 0,6 bis 10 Sonnenmassen in einer späten Entwicklungsphase. Die innere Struktur der Sterne auf dem asymptotischen Riesenast (englisch asymptotic giant branch) ist gekennzeichnet durch das Heliumbrennen und Wasserstoffbrennen in Schalen um einen Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff, die beim Drei-Alpha-Prozess des Heliumbrennens entstanden sind. Der Stern erscheint als ein Roter Riese mit starkem Massenverlust durch Sternwind bei veränderlicher Helligkeit.h Sternwind bei veränderlicher Helligkeit.
, The asymptotic giant branch (AGB) is a reg … The asymptotic giant branch (AGB) is a region of the Hertzsprung–Russell diagram populated by evolved cool luminous stars. This is a period of stellar evolution undertaken by all low- to intermediate-mass stars (about 0.5 to 8 solar masses) late in their lives. Observationally, an asymptotic-giant-branch star will appear as a bright red giant with a luminosity ranging up to thousands of times greater than the Sun. Its interior structure is characterized by a central and largely inert core of carbon and oxygen, a shell where helium is undergoing fusion to form carbon (known as helium burning), another shell where hydrogen is undergoing fusion forming helium (known as hydrogen burning), and a very large envelope of material of composition similar to main-sequence stars (except in the case of carbon stars).tars (except in the case of carbon stars).
, 점근거성가지(영어: Asymptotic giant branch)는 작거나 중 … 점근거성가지(영어: Asymptotic giant branch)는 작거나 중간 정도의 질량을 가진 별들이 위치하고 있는 헤르츠스프룽-러셀 도표 상의 진화 영역 중 하나로, 중소 질량(0.8-12 태양질량)을 가진 별이 일생 말기에 진입하는 항성 진화 과정의 한 시기이다. 점근거성가지(AGB) 별은 관측적으로 태양보다 수천배 밝은 적색거성으로 보인다. 그 별의 내부 구조는 탄소와 산소로 구성된 중심의 비활성 핵으로 특징지어진다. 그곳을 덮는 껍질을 구성하는 헬륨은 탄소를 형성하는 핵융합(헬륨연소과정)을 겪고 있다. 또다른 껍질을 구성하는 수소는 헬륨를 형성하는 핵융합(수소연소과정)을 겪고 있고, 그 밖에 주계열성과 유사한 조성을 가지는 아주 큰 껍질이 있다. 현재 점근거성 단계에 있는 별은 미라, 황새치자리 R이 있다.껍질이 있다. 현재 점근거성 단계에 있는 별은 미라, 황새치자리 R이 있다.
, La rama asintótica gigante (RAG, en inglés … La rama asintótica gigante (RAG, en inglés asymptotic giant branch) es un periodo de la evolución estelar que experimentan todas las estrellas de masa intermedia (entre 0,5 y 9-10 masas solares) al final de sus vidas. Cuando una estrella consume todo el hidrógeno de su núcleo, ésta se contrae mientras su temperatura aumenta, lo que provoca que sus capas externas se expandan y se enfríen. La estrella se convierte así en una gigante roja. En un momento dado, cuando la temperatura en el núcleo llega a los 3x108 K, comienza el quemado de helio. Esto provoca que la luminosidad de la estrella disminuya y que se contraiga: esa es la fase del apelotonamiento rojo (estrellas de elevada metalicidad) o de la rama horizontal (estrellas de baja metalicidad). Una vez que se consume el helio en el núcleo, la estrella se mueve de nuevo hacia la derecha y hacia arriba en el diagrama de Hertzsprung-Russell. Su trayectoria está cuasi-alineada con la que siguió previamente como gigante roja. De ahí el nombre de rama asintótica gigante o RAG. La fase RAG se divide en dos partes, la RAG temprana (RAG-T) y la RAG con pulsos térmicos (RAG-PT). Durante la fase RAG-T la fuente principal de energía es la fusión del helio en una capa alrededor de un núcleo inerte de carbono y oxígeno que vuelve a estar en estado degenerado. Durante esta fase la estrella se enfría y se hincha hasta alcanzar dimensiones gigantescas de varias unidades astronómicas. De existir planetas a su alrededor, estos pueden ser absorbidos por la estrella. Cuando el helio de la capa circundante del núcleo se agota comienza la fase RAG-PT. Ahí la estrella extrae su energía de la fusión de hidrógeno en una capa delgada, lo que restringe la capa interna de helio a una capa muy delgada y evita que se fusione de manera estable. No obstante, una vez cada 10 000 a 100 000 años el helio de la combustión de la capa de hidrógeno se acumula y, finalmente, la capa de helio se enciende de forma explosiva, un proceso conocido como flash de helio. Estos flashes duran relativamente poco tiempo pero son capaces de inducir una fuerte inestabilidad en la estructura interna de la estrella. Como consecuencia de esa inestabilidad, se produce un proceso llamado de dragado en el que material reprocesado nuclearmente es transportado a la superficie de la estrella. Así, dichas estrellas muestran en su superficie productos del proceso-S, entre ellos el tecnecio (este es uno de los pocos lugares en la naturaleza donde se puede observar dicho elemento, el cual carece de isótopos estables). Como consecuencia de los sucesivos dragados asociados con los pulsos térmicos la estrella se puede convertir en una estrella de carbono. Es frecuente que las estrellas RAG sean variables de periodo largo, de las cuales Mira es el prototipo, y que experimentan fuertes pérdidas de masa por sus intensos vientos estelares. Una estrella puede perder más del 50% de su masa durante la fase RAG. En sus vientos se producen grandes cantidades de polvo, que luego contribuyen a alterar las propiedades del medio interestelar. En los vientos de las estrella RAG se pueden producir máseres de SiO, H2O y OH. Hay que hacer notar que las estrellas de baja masa como el Sol no pueden progresar mucho en esta fase, al no llegar a alcanzar las temperaturas y presiones necesarias en sus núcleos para fusionar carbono y oxígeno. En el caso de las más masivas, sin embargo, pueden progresar aún más llegando a fusionar el carbono para producir neón y oxígeno. Como consecuencia de la pérdida de las capas externas, que va produciendo que vayan quedando al descubierto capas más internas y calientes por lo que la temperatura superficial de la estrella va aumentando (esta fase es muy breve y la estrella se convierte en una nebulosa protoplanetaria), al final solamente queda el núcleo, compuesto por carbono y oxígeno y en las más masivas por neón y oxígeno. Las capas expulsadas son ionizadas por la radiación ultravioleta del núcleo, produciéndose una nebulosa planetaria y el núcleo acabará por convertirse en una enana blanca. En algunos casos las estrellas más masivas entre las RAG (conocidas como Estrellas Super-RAG) pueden estallar como supernovas producidas por captura de electrones, pero parecen ser poco comunes. Sin embargo al ser las RAG mucho más comunes que las estrellas supergigantes rojas, algunas supernovas que se han atribuido a supergigantes rojas podrían haber sido producidas en realidad por super RAG (caso quizás de la supernova que dio origen a la Nebulosa del Cangrejo).e dio origen a la Nebulosa del Cangrejo).
, 漸近巨星分枝（ぜんきんきょせいぶんし、asymptotic giant branch … 漸近巨星分枝（ぜんきんきょせいぶんし、asymptotic giant branch）または漸近巨星枝（ぜんきんきょせいし）は、ヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図）において、低温で明るい、進化の進んだ恒星が分布する部分。小中質量星（0.8から8太陽質量 (M☉) ）は全てその生涯の後半にこの段階を経る。 観測上は、太陽より数千倍明るい赤色巨星のように見える。酸素と炭素からなるほとんど不活性な中心核と、ヘリウムの核融合で炭素が形成される殻、水素の核融合でヘリウムが形成される殻、通常の恒星と似た化学組成を持つ非常に大きな外層、といった内部構造を持つ。成される殻、通常の恒星と似た化学組成を持つ非常に大きな外層、といった内部構造を持つ。
, العملاق المقارب وهي مرحلة من مراحل التطور … العملاق المقارب وهي مرحلة من مراحل التطور النجمي AGB وفق تصنيف هرتزشبرونج-راسل وتنتج عن تطور النجوم صغيرة ومتوسطة الحجم K تتراوح كتلتها ما بين 0.6 إلى 10 كتلة شمسية (تُرى في الشكل مرحلة نجم مقارب AGB في نهاية تطور نجم تبلغ كتلته 2 كتلة شمسية (الخط الأخضر).)سمي نجما «مقاربا» بسبب اقترابه خلال مراحل تطوره رويدا رويدا إلى مرحلة عملاق أحمر، كما يوضح الخط الأخضر في الرسم. بعد ذلك يمكن أن يصبح قزما أبيضا، وهذا يعتمد على كتلته. يظهر العملاق المقارب كنتيجة لعملاق أحمر، وتتميز نواته بتكوّنها من الكربون والأكسجين، وينتج هذين المركبين من تفاعلات الاندماج النووي للهليوم. يسبق تفاعلات اندماج الهيليوم اندماج الهيدروجين حيث تزداد نسبة الهيليوم، وعند قرب نفاذ الهيدروجين يبدأ اندماج الهيليوم الذي ينتج عناصرا أثقل من الهيليوم مثل الليثيوم والبريليوم والكربون والأكسجين. فالعناصر الكيميائية «تطبخ» في النجوم. وتتكون منها الكواكب، وويتكون منها الأحياء. كذلك من تلك العناصر تتكون أجسامنا التي نمرح بها على الأرض، فنحن أبناء النجوم.لتي نمرح بها على الأرض، فنحن أبناء النجوم.
, La branche asymptotique des géantes (en an … La branche asymptotique des géantes (en anglais, asymptotic giant branch ou AGB) est une région du diagramme de Hertzsprung-Russell occupée par des étoiles de masse faible à moyenne (de 0,6 à 10 masses solaires). Toutes les étoiles de ce type passent par cette période vers la fin de leur vie. À l'observation, une étoile AGB ne se distingue pas d'une géante rouge. Pourtant, sa structure intérieure contient (1) un cœur inerte composé de carbone et d'oxygène, (2) une coquille où l'hélium est en fusion nucléaire (combustion de l'hélium), formant ainsi du carbone, (3) une autre coquille où l'hydrogène subit une fusion nucléaire (combustion de l'hydrogène), formant ainsi de l'hélium et (4) une enveloppe de grande dimension dont la composition ressemble à celle des étoiles plus communes.ssemble à celle des étoiles plus communes.
, La branca asimptòtica de les gegants (BAG, … La branca asimptòtica de les gegants (BAG, en anglès asymptotic giant branch) és un període de l'evolució estel·lar que experimenten totes les estrelles de massa intermèdia (entre 0,5 i 9-10 masses solars) al final de les seves vides. Quan una estrella consumeix tot l'hidrogen del seu nucli, aquest es contreu mentre la seva temperatura augmenta, cosa que provoca que les seves capes externes s'expandeixin i es refredin. L'estrella es converteix així en una gegant vermella. En un moment donat, quan la temperatura en el nucli arriba als 3x108 K, comença a cremar-se l'heli. Això provoca que la lluminositat de l'estrella disminueixi i que es contregui: aquesta és la fase de l'agrupament vermell (estrelles d'elevada metal·licitat) o de la branca horitzontal (estrelles de baixa metal·licitat). Una vegada que es consumeix l'heli en el nucli, l'estrella es mou de nou cap a la dreta i cap amunt en el diagrama de Hertzsprung-Russell. La seva trajectòria està quasi alineada amb la que va seguir abans com a gegant vermella. D'aquí el nom de branca asimptòtica de les gegants o BAG. La fase BAG es divideix en dues parts, la BAG primerenca (BAG-T) i la BAG amb polsos tèrmics (BAG-PT). Durant la fase BAG-T, la font principal d'energia és la fusió de l'heli en una capa al voltant d'un nucli inert de carboni i oxigen. Durant aquesta fase, l'estrella es refreda i s'infla fins a arribar a dimensions gegantines de diverses unitats astronòmiques. Si existissin planetes al seu al voltant, aquests podrien ser absorbits per l'estrella. Quan l'heli de la capa circumdant del nucli s'esgota, comença la fase BAG-PT. Aquí, l'estrella extreu la seva energia de la fusió d'hidrogen en heli en una capa encara més externa. No obstant això, una vegada cada 10.000 a 100.000 anys, la capa de crema de l'heli s'encén de nou i la de l'hidrogen s'apaga, un procés conegut com a flaix de l'heli. Aquests flaixos duren relativament poc de temps, però són capaços d'induir una forta inestabilitat en l'estructura interna de l'estrella. Com a conseqüència d'aquesta inestabilitat, es produeix un procés anomenat de dragatge, en el qual el material reprocessat nuclearment és transportat a la superfície de l'estrella. Així, aquestes estrelles mostren en la seva superfície productes del procés, entre aquests el tecneci (aquest és un dels pocs llocs de la natura en què es pot observar aquest element, que manca d'isòtops estables). Com a conseqüència dels successius dragatges associats amb els polsos tèrmics, l'estrella es pot convertir en una estrella de carboni. És freqüent que les estrelles BAG siguin variables de període llarg, de les quals Mira és el prototip, i que experimenten fortes pèrdues de massa pels seus intensos vents estel·lars. Una estrella pot perdre més del 50% de la seva massa durant la fase BAG. En els seus vents, es produeixen grans quantitats de pols, que després contribueixen a alterar les propietats del medi interestel·lar. En els vents de les estrelles BAG es poden produir màsers de , H₂O i OH. Com a conseqüència de la pèrdua de les capes externes, al final solament en queda el nucli, compost en la majoria dels casos per carboni i oxigen. Les capes expulsades són ionitzades per la radiació ultraviolada del nucli, i s'hi produeix una nebulosa planetària., i s'hi produeix una nebulosa planetària.
, Asymptotická větev obrů je oblast v Hertzs … Asymptotická větev obrů je oblast v Hertzsprung-Russelově diagramu, v níž se nachází hvězdy o hmotnostech blízkých hmotnosti Slunce (0,6 – 10 ), které jsou blízko konce svého vývoje. Hvězda nacházející se v oblasti asymptotické větve obrů je červeným obrem. Vnitřní stavba se skládá z centrálního jádra tvořeného jádry uhlíku a kyslíku, vrstvy tvořené heliem, kde dochází k heliové fúzi a další vrstvy, kde dochází k fúzi vodíku. Tyto vrstvy jsou obklopeny rozsáhlou obálkou materiálu, jehož složení je podobné složení normálních hvězd na hlavní větvi vývoje.í normálních hvězd na hlavní větvi vývoje.
, Adar asintotiko erraldoia (RAG, ingelesez: … Adar asintotiko erraldoia (RAG, ingelesez: asymptotic giant branch) masa ertaineko (0,5 eta 9 edo 10 eguzki masa) izar guztiek euren bizitzaren amaieran izaten duten izar eboluzioaren periodo bat da. Izar batek bere nukleoko hidrogeno guztia agortzen duenean, hau uzkurtu egiten da bere tenperatura handitzen den bitartean, bere kanpo geruzak hedatu eta hoztea eragiten duena. Hala, izarra erraldoi gorri bihurtzen da. Une jakin batean, nukleoan tenperatura 3x108 kelvinera iristen denean, helioa erretzen hasten da. Honek, izarraren argitasuna gutxitu eta uzkurtzea eragiten du: hori da deritzon fasea (metaltasun handiko izarrak) edo adar horizontala (metaltasun txikiko izarrak). Behin nukleoan helioa agortzen denean, izarra berriz eskuinera eta gora mugitzen da Hertzsprung-Russell diagraman. Bere ibilbidea aurretik erraldoi gorri bezala jarraitu zuenarekin ia lerrokatua dago. Hortik adar asintotiko erraldoi izena. Adar asintotiko erraldoi fasea bi zatitan banatzen da. Goiztiarra eta pultsu termikoduna. Zati goiztiarrean energia iturri nagusia helioaren fusioa da, berriz egoera endekatuan dagoen karbono eta oxigenozko nukleo hil baten inguruko geruza baten. Fase honetan zehar izarra zenbait unitate astronomikoko tamaina erraldoira iritsi arte hoztu eta puzten da. Bere inguruan planetarik egonez gero, izarrak hauek xurga ditzake. Inguruko geruzako helioa agortzen denean hasten da pultsu termikodun zatia. Hor, izarrak bere energia are kanporago dagoen geruza batean hidrogenoa helioan fusionatzetik lortzen du. Hala ere, 10.000 edo 100.000 urtetik behin, helio erretze geruza berriz pizten da eta hidrogenoarena pizten da, heliozko flasha bezala ezagutzen den prozesu bat. Flash hauek denbora erlatiboki gutxi irauten dute, baina izarraren barne egituran ezegonkortasun handia sortzea lortzen dute. Ezegonkortasun horren ondorio bezala, dragatzea deritzon prozesu bat hasten da, non nukleoan birprozesatutako materiala izarraren azalera bidaltzen den. Hala, izar horiek euren azalean s prozesuaren produktuak erakusten dituzte, horien artean teknezioa (hau da elementu hau ikus daitekeen naturako toki urrietako bat eta isotopo egonkorrik ez duena). Pultsu termikoekin lotutako jarraikako dragatzeen ondorio bezala izarra karbonozko izar bihur daiteke.zala izarra karbonozko izar bihur daiteke.
, De asymptotische reuzentak is een gedeelte … De asymptotische reuzentak is een gedeelte van het Hertzsprung-Russelldiagram (HR) waar een populatie van geëvolueerde, koele, lichtsterke sterren staat. Dit is een fase van sterevolutie die alle sterren van lage tot middelmatige zware massa (0,6-10 M☉ (zonsmassa)) aan het eind van de levenscyclus ondergaan. Tijdens een observatie zal een ster op de asymptotische reuzentak eruitzien als een rode reus met een lichtkracht duizenden malen die van de zon. Karakteristieke eigenschappen van de interne structuur zijn een grotendeels inactieve kern van koolstof en zuurstof met een schil hieromheen waarin helium in een kernfusieproces wordt omgezet in o.a. koolstof en zuurstof. Om deze heliumschil zit een schil met fuserend waterstof. Om deze schillen vindt men een gigantisch steromhulsel met een samenstelling zoals van de sterren op de hoofdreeks.ing zoals van de sterren op de hoofdreeks.
, Асимптоти́чне відгалу́ження гіга́нтів (АВГ … Асимптоти́чне відгалу́ження гіга́нтів (АВГ, англ. asymptotic giant branch, AGB) — це ділянка на діаграмі Герцшпрунга—Рассела, утворена зорями малої та помірної маси, які перебувають на стадії термоядерних реакцій у подвійному шаровому джерелі. Цю стадію проходять усі зорі малої та помірної маси (0,6—10 M☉) на пізній стадії еволюції. При спостереженні зоря асимптотичного відгалуження гігантів виглядає як яскравий червоний гігант зі світністю у тисячі світностей Сонця. Її внутрішня будова характеризується інертним вуглецево-кисневим ядром, шаром ядерного горіння гелію (з утворенням вуглецю), шаром гелію, в якому ядерні реакції не відбуваються, далі шаром ядерного горіння водню (з утворенням гелію) та нарешті дуже великою оболонкою з речовини, за характеристиками схожої на зорі головної послідовності.ами схожої на зорі головної послідовності.
, Асимптоти́ческая ветвь гига́нтов — поздняя … Асимптоти́ческая ветвь гига́нтов — поздняя стадия эволюции звёзд небольшой и средней массы. Звёзды на эволюционном этапе асимптотической ветви гигантов имеют низкие температуры и большие размеры и светимости. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела такие звёзды занимают определённую область, также называемую асимптотической ветвью гигантов. Они часто переменны, и у них наблюдается сильный звёздный ветер. Этой стадии предшествует либо стадия горизонтальной ветви, либо стадия голубой петли, в зависимости от массы звезды. Асимптотическая ветвь гигантов делится на две части: раннюю асимптотическую ветвь гигантов и фазу тепловых пульсаций. Последняя характеризуется быстрой потерей массы и периодической сменой источников энергии звезды. Наиболее массивные звёзды на этой стадии испытывают углеродную детонацию и становятся сверхновыми либо эволюционируют дальше как сверхгиганты, но остальные звёзды завершают эту стадию сбросом оболочки и превращением в планетарную туманность, а затем в белый карлик. Солнце также пройдёт эту стадию в будущем.Солнце также пройдёт эту стадию в будущем.
, Il ramo asintotico delle giganti rosse (in … Il ramo asintotico delle giganti rosse (in inglese asymptotic giant branch (AGB)) è una regione del diagramma H-R popolata da giganti rosse: stelle evolute, luminose e fredde. Hanno massa piccola e intermedia (0,6-10 M☉) giunte a uno stadio avanzato della loro evoluzione. Le stelle del ramo asintotico appaiono come delle brillanti giganti rosse aventi luminosità migliaia di volte quella del Sole. La loro struttura interna è caratterizzata dalla presenza di un nucleo inerte di carbonio e ossigeno, circondato da un guscio di elio che fonde in carbonio, a sua volta circondato da un guscio più esterno di idrogeno che fonde in elio. Un inviluppo esterno formato per lo più da idrogeno avvolge i gusci in cui avvengono le reazioni nucleari.sci in cui avvengono le reazioni nucleari.
, Cabang raksasa asimtotik (bahasa Inggris: … Cabang raksasa asimtotik (bahasa Inggris: asymtotic giant branch, disingkat AGB) adalah suatu wilayah pada diagram Hertzsprung-Russell yang dihuni oleh bintang-bintang yang berevolusi yang bermassa rendah sampai menengah. Ini adalah sebuah periode evolusi bintang yang dilalui oleh semua bintang bermassa rendah sampai menengah (0,6-10 massa matahari) pada fase lanjut dari kehidupan mereka. Berdasarkan hasil pengamatan, sebuah bintang dari cabang raksasa asimtotik akan muncul sebagai sebuah raksasa merah. Struktur interiornya bercirikan suatu inti pusat yang lembam yang terdiri dari karbon dan oksigen, suatu kulit yang merupakan tempat helium mengalami fusi untuk membentuk karbon (dikenal sebagai pembakaran helium), suatu kulit lainnya tempat hidrogen mengalami fusi untuk membentuk helium (dikenal sebagai pembakaran hidrogen), dan suatu pembungkus sangat besar yang memiliki komposisi material mirip dengan bintang normal lainnya.erial mirip dengan bintang normal lainnya.
, Gwiazda AGB (ang. Asymptotic Giant Branch … Gwiazda AGB (ang. Asymptotic Giant Branch - gwiazda na asymptotycznej gałęzi olbrzymów diagramu Hertzsprunga-Russella) – odewoluowana forma gwiazdy o małej masie (od ok. 0,5-0,6 do ok. 8-10 mas Słońca). Obserwacyjnie, gwiazda taka ma postać czerwonego olbrzyma. We wnętrzu gwiazdy znajduje się kolejno zdegenerowane jądro węglowo-tlenowe, powłoki helowa i wodorowa, w których zachodzą reakcje syntezy jądrowej, oraz gruba wodorowa otoczka. Nazwa gałęzi bierze się stąd, że w tym stadium ewolucji gwiazda po raz kolejny przesuwa się na prawo i do góry diagramu HR, zbliżając się do czerwonych olbrzymów. Charakterystyczne dla gwiazd AGB są pulsy termiczne, spowodowane niejednostajną produkcją energii w wyniku reakcji zachodzących w powłokach. W wyniku reakcji wychwytu neutronów w procesie s w widmach gwiazd AGB mogą pojawiać się linie pierwiastków ciężkich. Pod koniec fazy AGB gwiazda bardzo szybko traci masę w wyniku wiatru. Etap ten kończy się wyrzutem mgławicy planetarnej. kończy się wyrzutem mgławicy planetarnej.
, Asymptotiska jättegrenen är den del av Her … Asymptotiska jättegrenen är den del av Hertzsprung-Russell-diagrammet (HR), där man återfinner en stor grupp stjärnor som tidigare befunnit sig på den horisontella jättegrenen, men där förbränningen av helium i stjärnans centrala delar upphört och detta i stället börjar . Stjärnor som tillhör denna grupp kallas AGB-stjärnor från det engelska uttrycket (Asymptotic Giant Branch). Denna period i en stjärnas liv genomgår alla, vars massa ligger mellan ungefär 0,7-9 gånger solens massa under ett sent skede av sin utveckling.sa under ett sent skede av sin utveckling.
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漸近巨星分枝（ぜんきんきょせいぶんし、asymptotic giant branch … 漸近巨星分枝（ぜんきんきょせいぶんし、asymptotic giant branch）または漸近巨星枝（ぜんきんきょせいし）は、ヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図）において、低温で明るい、進化の進んだ恒星が分布する部分。小中質量星（0.8から8太陽質量 (M☉) ）は全てその生涯の後半にこの段階を経る。 観測上は、太陽より数千倍明るい赤色巨星のように見える。酸素と炭素からなるほとんど不活性な中心核と、ヘリウムの核融合で炭素が形成される殻、水素の核融合でヘリウムが形成される殻、通常の恒星と似た化学組成を持つ非常に大きな外層、といった内部構造を持つ。成される殻、通常の恒星と似た化学組成を持つ非常に大きな外層、といった内部構造を持つ。
, Gwiazda AGB (ang. Asymptotic Giant Branch … Gwiazda AGB (ang. Asymptotic Giant Branch - gwiazda na asymptotycznej gałęzi olbrzymów diagramu Hertzsprunga-Russella) – odewoluowana forma gwiazdy o małej masie (od ok. 0,5-0,6 do ok. 8-10 mas Słońca). Obserwacyjnie, gwiazda taka ma postać czerwonego olbrzyma. We wnętrzu gwiazdy znajduje się kolejno zdegenerowane jądro węglowo-tlenowe, powłoki helowa i wodorowa, w których zachodzą reakcje syntezy jądrowej, oraz gruba wodorowa otoczka. Pod koniec fazy AGB gwiazda bardzo szybko traci masę w wyniku wiatru. Etap ten kończy się wyrzutem mgławicy planetarnej. kończy się wyrzutem mgławicy planetarnej.
, Il ramo asintotico delle giganti rosse (in … Il ramo asintotico delle giganti rosse (in inglese asymptotic giant branch (AGB)) è una regione del diagramma H-R popolata da giganti rosse: stelle evolute, luminose e fredde. Hanno massa piccola e intermedia (0,6-10 M☉) giunte a uno stadio avanzato della loro evoluzione.uno stadio avanzato della loro evoluzione.
, La branche asymptotique des géantes (en an … La branche asymptotique des géantes (en anglais, asymptotic giant branch ou AGB) est une région du diagramme de Hertzsprung-Russell occupée par des étoiles de masse faible à moyenne (de 0,6 à 10 masses solaires). Toutes les étoiles de ce type passent par cette période vers la fin de leur vie.par cette période vers la fin de leur vie.
, La branca asimptòtica de les gegants (BAG, … La branca asimptòtica de les gegants (BAG, en anglès asymptotic giant branch) és un període de l'evolució estel·lar que experimenten totes les estrelles de massa intermèdia (entre 0,5 i 9-10 masses solars) al final de les seves vides. Quan una estrella consumeix tot l'hidrogen del seu nucli, aquest es contreu mentre la seva temperatura augmenta, cosa que provoca que les seves capes externes s'expandeixin i es refredin. L'estrella es converteix així en una gegant vermella.es converteix així en una gegant vermella.
, The asymptotic giant branch (AGB) is a reg … The asymptotic giant branch (AGB) is a region of the Hertzsprung–Russell diagram populated by evolved cool luminous stars. This is a period of stellar evolution undertaken by all low- to intermediate-mass stars (about 0.5 to 8 solar masses) late in their lives..5 to 8 solar masses) late in their lives.
, 渐近巨星支（英語：asymptotic giant branch，缩写AGB）是赫羅圖中低溫、高光度恆星的區域。這是恆星演化階段中，所有低到中等質量恆星（0.6-10M⊙）生命期後段所經歷的過程。 在觀測上，一顆渐近巨星支星將以明亮的紅巨星形式出現，光度會是太陽的數千倍。它的內部結構特徵是在中央有一個不活躍的碳和氧核心，外面是正在將氦融合成碳(氦燃燒)的氦層，再外面則是將氫融合成氦(氫燃燒)的殼層，還有大量與一般主序星相類似的物質組成的外殼。
, Adar asintotiko erraldoia (RAG, ingelesez: … Adar asintotiko erraldoia (RAG, ingelesez: asymptotic giant branch) masa ertaineko (0,5 eta 9 edo 10 eguzki masa) izar guztiek euren bizitzaren amaieran izaten duten izar eboluzioaren periodo bat da. Izar batek bere nukleoko hidrogeno guztia agortzen duenean, hau uzkurtu egiten da bere tenperatura handitzen den bitartean, bere kanpo geruzak hedatu eta hoztea eragiten duena. Hala, izarra erraldoi gorri bihurtzen da. Hala, izarra erraldoi gorri bihurtzen da.
, La rama asintótica gigante (RAG, en inglés … La rama asintótica gigante (RAG, en inglés asymptotic giant branch) es un periodo de la evolución estelar que experimentan todas las estrellas de masa intermedia (entre 0,5 y 9-10 masas solares) al final de sus vidas. Cuando una estrella consume todo el hidrógeno de su núcleo, ésta se contrae mientras su temperatura aumenta, lo que provoca que sus capas externas se expandan y se enfríen. La estrella se convierte así en una gigante roja.ella se convierte así en una gigante roja.
, Asymptotická větev obrů je oblast v Hertzs … Asymptotická větev obrů je oblast v Hertzsprung-Russelově diagramu, v níž se nachází hvězdy o hmotnostech blízkých hmotnosti Slunce (0,6 – 10 ), které jsou blízko konce svého vývoje. Hvězda nacházející se v oblasti asymptotické větve obrů je červeným obrem. Vnitřní stavba se skládá z centrálního jádra tvořeného jádry uhlíku a kyslíku, vrstvy tvořené heliem, kde dochází k heliové fúzi a další vrstvy, kde dochází k fúzi vodíku. Tyto vrstvy jsou obklopeny rozsáhlou obálkou materiálu, jehož složení je podobné složení normálních hvězd na hlavní větvi vývoje.í normálních hvězd na hlavní větvi vývoje.
, 점근거성가지(영어: Asymptotic giant branch)는 작거나 중 … 점근거성가지(영어: Asymptotic giant branch)는 작거나 중간 정도의 질량을 가진 별들이 위치하고 있는 헤르츠스프룽-러셀 도표 상의 진화 영역 중 하나로, 중소 질량(0.8-12 태양질량)을 가진 별이 일생 말기에 진입하는 항성 진화 과정의 한 시기이다. 점근거성가지(AGB) 별은 관측적으로 태양보다 수천배 밝은 적색거성으로 보인다. 그 별의 내부 구조는 탄소와 산소로 구성된 중심의 비활성 핵으로 특징지어진다. 그곳을 덮는 껍질을 구성하는 헬륨은 탄소를 형성하는 핵융합(헬륨연소과정)을 겪고 있다. 또다른 껍질을 구성하는 수소는 헬륨를 형성하는 핵융합(수소연소과정)을 겪고 있고, 그 밖에 주계열성과 유사한 조성을 가지는 아주 큰 껍질이 있다. 현재 점근거성 단계에 있는 별은 미라, 황새치자리 R이 있다.껍질이 있다. 현재 점근거성 단계에 있는 별은 미라, 황새치자리 R이 있다.
, العملاق المقارب وهي مرحلة من مراحل التطور … العملاق المقارب وهي مرحلة من مراحل التطور النجمي AGB وفق تصنيف هرتزشبرونج-راسل وتنتج عن تطور النجوم صغيرة ومتوسطة الحجم K تتراوح كتلتها ما بين 0.6 إلى 10 كتلة شمسية (تُرى في الشكل مرحلة نجم مقارب AGB في نهاية تطور نجم تبلغ كتلته 2 كتلة شمسية (الخط الأخضر).)سمي نجما «مقاربا» بسبب اقترابه خلال مراحل تطوره رويدا رويدا إلى مرحلة عملاق أحمر، كما يوضح الخط الأخضر في الرسم. بعد ذلك يمكن أن يصبح قزما أبيضا، وهذا يعتمد على كتلته. يظهر العملاق المقارب كنتيجة لعملاق أحمر، وتتميز نواته بتكوّنها من الكربون والأكسجين، وينتج هذين المركبين من تفاعلات الاندماج النووي للهليوم.مركبين من تفاعلات الاندماج النووي للهليوم.
, De asymptotische reuzentak is een gedeelte … De asymptotische reuzentak is een gedeelte van het Hertzsprung-Russelldiagram (HR) waar een populatie van geëvolueerde, koele, lichtsterke sterren staat. Dit is een fase van sterevolutie die alle sterren van lage tot middelmatige zware massa (0,6-10 M☉ (zonsmassa)) aan het eind van de levenscyclus ondergaan.an het eind van de levenscyclus ondergaan.
, Асимптоти́чне відгалу́ження гіга́нтів (АВГ … Асимптоти́чне відгалу́ження гіга́нтів (АВГ, англ. asymptotic giant branch, AGB) — це ділянка на діаграмі Герцшпрунга—Рассела, утворена зорями малої та помірної маси, які перебувають на стадії термоядерних реакцій у подвійному шаровому джерелі. Цю стадію проходять усі зорі малої та помірної маси (0,6—10 M☉) на пізній стадії еволюції.аси (0,6—10 M☉) на пізній стадії еволюції.
, Ein AGB-Stern ist ein entwickelter Stern m … Ein AGB-Stern ist ein entwickelter Stern mit circa 0,6 bis 10 Sonnenmassen in einer späten Entwicklungsphase. Die innere Struktur der Sterne auf dem asymptotischen Riesenast (englisch asymptotic giant branch) ist gekennzeichnet durch das Heliumbrennen und Wasserstoffbrennen in Schalen um einen Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff, die beim Drei-Alpha-Prozess des Heliumbrennens entstanden sind. Der Stern erscheint als ein Roter Riese mit starkem Massenverlust durch Sternwind bei veränderlicher Helligkeit.h Sternwind bei veränderlicher Helligkeit.
, O ramo assintótico das gigantes (asymptoti … O ramo assintótico das gigantes (asymptotic giant branch, ou apenas AGB) é uma região do diagrama de Hertzsprung-Russell, populada por estrelas evoluídas frias e luminosas. Este é um período de evolução estelar que ocorre em todas as estrelas entre 0,6 a 10 massas solares, no fim de suas vidas.a 10 massas solares, no fim de suas vidas.
, Cabang raksasa asimtotik (bahasa Inggris: … Cabang raksasa asimtotik (bahasa Inggris: asymtotic giant branch, disingkat AGB) adalah suatu wilayah pada diagram Hertzsprung-Russell yang dihuni oleh bintang-bintang yang berevolusi yang bermassa rendah sampai menengah. Ini adalah sebuah periode evolusi bintang yang dilalui oleh semua bintang bermassa rendah sampai menengah (0,6-10 massa matahari) pada fase lanjut dari kehidupan mereka.i) pada fase lanjut dari kehidupan mereka.
, Асимптоти́ческая ветвь гига́нтов — поздняя … Асимптоти́ческая ветвь гига́нтов — поздняя стадия эволюции звёзд небольшой и средней массы. Звёзды на эволюционном этапе асимптотической ветви гигантов имеют низкие температуры и большие размеры и светимости. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела такие звёзды занимают определённую область, также называемую асимптотической ветвью гигантов. Они часто переменны, и у них наблюдается сильный звёздный ветер. у них наблюдается сильный звёздный ветер.
, Asymptotiska jättegrenen är den del av Her … Asymptotiska jättegrenen är den del av Hertzsprung-Russell-diagrammet (HR), där man återfinner en stor grupp stjärnor som tidigare befunnit sig på den horisontella jättegrenen, men där förbränningen av helium i stjärnans centrala delar upphört och detta i stället börjar . Stjärnor som tillhör denna grupp kallas AGB-stjärnor från det engelska uttrycket (Asymptotic Giant Branch). Denna period i en stjärnas liv genomgår alla, vars massa ligger mellan ungefär 0,7-9 gånger solens massa under ett sent skede av sin utveckling.sa under ett sent skede av sin utveckling.
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Ramo assintótico das gigantes
, Asymptotic giant branch
, Asymptotiska jättegrenen
, Асимптотическая ветвь гигантов
, Asymptotická větev obrů
, Ramo asintotico delle giganti
, 漸近巨星分枝
, Rama asintótica gigante
, 점근거성열
, Gwiazda AGB
, 漸近巨星支
, عملاق مقارب
, AGB-Stern
, Асимптотичне відгалуження гігантів
, Cabang raksasa asimtotik
, Branca asimptòtica de les gegants
, Adar asintotiko erraldoi
, Asymptotische reuzentak
, Branche asymptotique des géantes
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| rdfs:seeAlso |
http://dbpedia.org/resource/Circumstellar_molecules +
, http://dbpedia.org/resource/List_of_interstellar +
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