الفرع العملاق التقاربي

تنقسم مرحلة العملاق المقارب (AGB) إلى جزأين: العملاق المقارب المبكر (E-AGB) والعملاق المقارب النابض حراريًا (TP-AGB). خلال مرحلة العملاق المقارب المبكر، يكون المصدر الرئيسي للطاقة هو اندماج الهيليوم في غلاف يحيط بنواة تتكون في معظمها من الكربون والأكسجين . خلال هذه المرحلة، يتضخم النجم إلى أحجام عملاقة ليصبح عملاقًا أحمر مرة أخرى. قد يصل نصف قطر النجم إلى وحدة فلكية واحدة ( حوالي 215 ضعف نصف _{قطر الشمس} ). ^{[ 4 ]} 

بعد نفاد وقود غلاف الهيليوم، يبدأ نجم TP-AGB. يستمد النجم طاقته من اندماج الهيدروجين في غلاف رقيق، مما يحصر غلاف الهيليوم الداخلي في طبقة رقيقة جدًا ويمنع اندماجه بشكل مستقر. مع ذلك، وعلى مدى فترات تتراوح بين 10,000 و100,000 سنة، يتراكم الهيليوم الناتج عن احتراق غلاف الهيدروجين، وفي النهاية يشتعل غلاف الهيليوم بشكل انفجاري، وهي عملية تُعرف بوميض غلاف الهيليوم . تبلغ قوة وميض الغلاف ذروتها عند آلاف أضعاف لمعان النجم المرصود، لكنها تتناقص بشكل أُسّي خلال بضع سنوات فقط. يتسبب وميض الغلاف في تمدد النجم وتبريده، مما يُوقف احتراق غلاف الهيدروجين ويُسبب تيارات حمل حراري قوية في المنطقة بين الغلافين. ^{[ 4 ]} عندما يقترب احتراق غلاف الهيليوم من قاعدة غلاف الهيدروجين، تُعيد درجة الحرارة المرتفعة إشعال اندماج الهيدروجين، وتبدأ الدورة من جديد. يؤدي الارتفاع الكبير، وإن كان قصير الأمد، في سطوع النجم الناتج عن وميض غلاف الهيليوم إلى زيادة في سطوعه المرئي بمقدار بضعة أعشار من القدر الظاهري لعدة مئات من السنين. ولا ترتبط هذه التغيرات بتغيرات السطوع التي تحدث على فترات تتراوح بين عشرات ومئات الأيام، وهي شائعة في هذا النوع من النجوم. ^{[ 5 ]}

خلال النبضات الحرارية، التي لا تدوم سوى بضع مئات من السنين، قد تختلط مواد من منطقة اللب بالطبقات الخارجية، مما يُغير تركيب السطح، في عملية تُعرف باسم " التجريف" . وبسبب هذا التجريف، قد تُظهر نجوم فرع العملاق المقارب (AGB) عناصر عملية الالتقاط البطيء للنيوترونات (S-process) في أطيافها، وقد يؤدي التجريف القوي إلى تكوين نجوم كربونية . تُسمى جميع عمليات التجريف التي تلي النبضات الحرارية بالتجريف الثالث، بعد التجريف الأول الذي يحدث على فرع العملاق الأحمر، والتجريف الثاني الذي يحدث خلال فرع العملاق المقارب الشرقي (E-AGB). في بعض الحالات، قد لا يكون هناك تجريف ثانٍ، ولكن سيظل التجريف الذي يلي النبضات الحرارية يُسمى بالتجريف الثالث. تزداد قوة النبضات الحرارية بسرعة بعد النبضات القليلة الأولى، لذا فإن عمليات التجريف الثالثة هي عمومًا الأعمق والأكثر احتمالًا لنقل مواد اللب إلى السطح. ^{[ 6 ] [ 7 ]}

تُعدّ نجوم فرع العملاق المقارب (AGB) عادةً نجومًا متغيرة طويلة الدورة ، وتفقد كتلتها على شكل رياح نجمية . بالنسبة لنجوم فرع العملاق المقارب من النوع M، تُحرك الرياح النجمية بكفاءة عالية بواسطة حبيبات مجهرية الحجم. ^{[ 8 ]} تُنتج النبضات الحرارية فترات من فقدان كتلة أكبر، وقد تؤدي إلى انفصال أغلفة من المادة المحيطة بالنجم. قد يفقد النجم ما بين 50 إلى 70% من كتلته خلال مرحلة فرع العملاق المقارب. ^{[ 9 ]} تتراوح معدلات فقدان الكتلة عادةً بين10 ⁻⁸ و10⁻⁵ ^مليون كتلة _شمسية  /سنة، ويمكن أن تصل إلى مستويات عالية مثل10 ⁻⁴ M _☉  /سنة؛ ^{[ 10 ]} بينما تتراوح سرعات الرياح عادةً بين 5 و 30  كم/ث. ^{[ 11 ]}

يؤدي فقدان الكتلة الكبير لنجوم فرع العملاق المقارب (AGB) إلى إحاطتها بغلاف نجمي محيطي ممتد (CSE). بافتراض متوسط ​​عمر لنجم فرع العملاق المقارب يبلغ مليون سنة وسرعة خارجية تبلغبسرعة 10 كم/ث  ، يمكن تقدير نصف قطرها الأقصى تقريبًا3 × 10^ ¹⁴ كم  (30 سنة ضوئية ). هذه قيمة قصوى لأن مادة الرياح ستبدأ بالاختلاط مع الوسط بين النجوم عند أنصاف أقطار كبيرة جدًا، كما أنها تفترض عدم وجود فرق في السرعة بين النجم والغاز بين النجوم .

تتميز هذه الأغلفة بتركيب كيميائي ديناميكي ومثير للاهتمام ، يصعب محاكاة معظمه في بيئة المختبر نظرًا لانخفاض كثافتها. تتغير طبيعة التفاعلات الكيميائية في الغلاف مع ابتعاد المادة عن النجم، وتمددها، وبرودتها. بالقرب من النجم، تكون كثافة الغلاف عالية بما يكفي لتقترب التفاعلات من حالة التوازن الديناميكي الحراري. وعندما تتجاوز المادة النجم، تصبح كثافتها عالية بما يكفي لتقارب التفاعلات حالة التوازن الديناميكي الحراري.عند مسافة 5 × 10⁹ كم، ^تنخفض  الكثافة إلى الحد الذي تصبح فيه الحركية ، بدلاً من الديناميكا الحرارية، هي العامل المهيمن. بعض التفاعلات المواتية طاقيًا لا يمكنها الحدوث في الغاز، لأن آلية التفاعل تتطلب وجود جسم ثالث لإزالة الطاقة المنطلقة عند تكوين الرابطة الكيميائية. في هذه المنطقة، تتضمن العديد من التفاعلات التي تحدث جذورًا حرة مثل OH (في الأغلفة الغنية بالأكسجين) أو CN (في الأغلفة المحيطة بالنجوم الكربونية). في المنطقة الخارجية للغلاف، بعد حوالي^{عند مسافة} 5 × 10¹¹ كم  ، تنخفض الكثافة إلى الحد الذي لا يعود فيه الغبار يحمي الغلاف بشكل كامل من الأشعة فوق البنفسجية بين النجوم ، ويصبح الغاز متأينًا جزئيًا. تشارك هذه الأيونات بعد ذلك في تفاعلات مع الذرات والجزيئات المتعادلة. وأخيرًا، عندما يندمج الغلاف مع الوسط بين النجوم، تُدمر معظم الجزيئات بفعل الأشعة فوق البنفسجية. ^{[ 12 ] [ 13 ]}

تتحدد درجة حرارة الغلاف الجوي المركزي بخصائص التسخين والتبريد للغاز والغبار، لكنها تنخفض مع المسافة الشعاعية من الغلاف الضوئي للنجوم التي2000 –3000  كلفن . تشمل الخصائص الكيميائية لـ AGB CSE الخارجية ما يلي: ^{[ 14 ]}

• الغلاف الضوئي: كيمياء التوازن الديناميكي الحراري المحلي
• الغلاف النجمي النابض: كيمياء الصدمة
• منطقة تشكل الغبار
• هادئ كيميائياً
• الإشعاع فوق البنفسجي بين النجوم والتفكك الضوئي للجزيئات – الكيمياء المعقدة 

يلعب التباين بين النجوم الغنية بالأكسجين والنجوم الغنية بالكربون دورًا أوليًا في تحديد ما إذا كانت المكثفات الأولى عبارة عن أكاسيد أو كربيدات، حيث من المرجح أن يبقى العنصر الأقل وفرة من هذين العنصرين في الحالة الغازية على شكل CO _x .

في منطقة تكوّن الغبار، تُزال العناصر والمركبات المقاومة للحرارة ( مثل الحديد والسيليكون وأكسيد المغنيسيوم ) من الحالة الغازية وتستقر في حبيبات الغبار . يُسهم الغبار المتكون حديثًا بشكل مباشر في التفاعلات المحفزة على السطح . تُعدّ الرياح النجمية المنبعثة من نجوم فرع العملاق المقارب مواقع لتكوّن الغبار الكوني ، ويُعتقد أنها المواقع الرئيسية لإنتاج الغبار في الكون. ^{[ 15 ]}

غالبًا ما تكون الرياح النجمية لنجوم فرع العملاق المقارب ( نجوم ميرا المتغيرة ونجوم OH/IR ) موقعًا لانبعاث الميزر . وتشمل الجزيئات المسؤولة عن ذلك SiO و H₂O و OH و HCN و SiS . ^{[ 16 ] [ 17 ] [ 18 ] [ 19 ] [ 20} _] يُلاحظ وجود ميزرات SiO وH₂O _{و OH عادةً في نجوم فرع العملاق المقارب} من النوع M الغنية بالأكسجين، مثل R Cassiopeiae و U Orionis ، ^{[ 21 ] بينما تُلاحظ ميزرات HCN وSiS عمومًا في النجوم الكربونية ،} مثل IRC +10216 . أما النجوم من النوع S التي تُصدر ميزرات فهي نادرة. ^{[ 21 ]}

بعد أن تفقد هذه النجوم معظم أغلفةها، ولا يتبقى منها سوى المناطق المركزية، فإنها تتطور إلى سدم كوكبية أولية قصيرة العمر . ويُمثل السدم الكوكبية المصير النهائي لأغلفة نجوم فرع العملاق المقارب . ^{[ 22 ]}

تتوفر عينات فيزيائية، تُعرف باسم الحبيبات ما قبل الشمسية، من حبيبات معدنية من نجوم فرع العملاق المقارب (AGB)، للتحليل المختبري على شكل حبيبات ما قبل شمسية فردية مقاومة للحرارة . تشكلت هذه الحبيبات في أغلفة الغبار المحيطة بالنجوم، ونُقلت إلى النظام الشمسي المبكر بواسطة الرياح النجمية . ينشأ معظم حبيبات كربيد السيليكون ما قبل الشمسية من نجوم كربونية تتراوح كتلتها بين 1 و3 أضعاف كتلة _الشمس، في المرحلة المتأخرة من تطورها النجمي، وهي مرحلة فرع العملاق المقارب (AGB) ذات النبضات الحرارية. ^{[ 23 ] [ 24 ]} 

قد يمر ما يصل إلى ربع نجوم ما بعد مرحلة العملاق المقارب (AGB) بما يُعرف بـ"الولادة الجديدة". يُحاط لب النجم المكون من الكربون والأكسجين بالهيليوم، مع غلاف خارجي من الهيدروجين. إذا أُعيد اشتعال الهيليوم، تحدث نبضة حرارية، ويعود النجم سريعًا إلى مرحلة العملاق المقارب، ليصبح جرمًا نجميًا يحرق الهيليوم ويفتقر إلى الهيدروجين. ^{[ 25 ]} إذا كان النجم لا يزال يمتلك غلافًا يحرق الهيدروجين عند حدوث هذه النبضة الحرارية، تُسمى "نبضة حرارية متأخرة". وإلا، تُسمى "نبضة حرارية متأخرة جدًا". ^{[ 26 ]}

تتطور الرياح النجمية في الغلاف الجوي الخارجي للنجم المُتجدد، ويعود النجم مرة أخرى إلى مساره التطوري عبر مخطط هرتزبرونغ-راسل . إلا أن هذه المرحلة قصيرة جدًا، إذ تدوم حوالي 200 عام فقط قبل أن يتجه النجم مجددًا نحو مرحلة القزم الأبيض . ومن الناحية الرصدية، تبدو هذه المرحلة المتأخرة من النبضة الحرارية مطابقة تقريبًا لنجم وولف-رايت في وسط سديمه الكوكبي . ^{[ 25 ]}

تتم مراقبة نجوم مثل جرم ساكوراي ونجم القوس FG أثناء تطورها السريع خلال هذه المرحلة.

^{تم مؤخرًا} الإبلاغ عن رسم خرائط المجالات المغناطيسية المحيطة بالنجوم AGB النابضة حراريًا (TP-) ^{باستخدام ما} يسمى بتأثير Goldreich-Kylafis .

تُظهر النجوم القريبة من الحد الأعلى للكتلة التي تؤهلها لتكون نجوم فرع العملاق المقارب (AGB) خصائص مميزة، ولذا تُسمى نجوم فرع العملاق المقارب الفائقة (Super-AGB). تتراوح كتلتها بين 7 و ₉ أو 10 أضعاف _{كتلة الشمس} (أو أكثر ^{[ 28 ]} ). تمثل هذه النجوم مرحلة انتقالية نحو النجوم العملاقة الفائقة الأكثر ضخامة، والتي تخضع لاندماج كامل لعناصر أثقل من الهيليوم. خلال عملية ألفا الثلاثية ، تُنتج أيضًا بعض العناصر الأثقل من الكربون، وخاصة الأكسجين، بالإضافة إلى بعض المغنيسيوم والنيون، وحتى عناصر أثقل. تُطوّر نجوم فرع العملاق المقارب الفائقة نوى كربون-أكسجين متحللة جزئيًا، كبيرة بما يكفي لإشعال الكربون في ومضة تُشبه ومضة الهيليوم السابقة. تكون عملية التجديد الثانية قوية جدًا في هذا النطاق الكتلي، مما يُبقي حجم النواة أقل من المستوى المطلوب لاحتراق النيون كما يحدث في النجوم العملاقة الفائقة ذات الكتلة الأعلى. يقل حجم النبضات الحرارية وعمليات التجديد الثالثة مقارنةً بالنجوم ذات الكتلة الأقل، بينما يزداد تواتر النبضات الحرارية بشكلٍ كبير. قد تنفجر بعض نجوم AGB العملاقة كمستعر أعظم ناتج عن التقاط الإلكترونات، لكن معظمها سينتهي كأقزام بيضاء من نوع الأكسجين-نيون. ^{[ 29 ]} ولأن هذه النجوم أكثر شيوعًا من العمالقة الفائقة ذات الكتلة الأعلى، فقد تُشكّل نسبةً كبيرةً من المستعرات العظمى المرصودة. سيوفر رصد أمثلةٍ لهذه المستعرات العظمى تأكيدًا قيّمًا للنماذج التي تعتمد بشكلٍ كبير على الافتراضات.