Rama gigante asintótica

La fase AGB se divide en dos partes: la AGB temprana (E-AGB) y la AGB con pulsaciones térmicas (TP-AGB). Durante la fase E-AGB, la principal fuente de energía es la fusión de helio en una envoltura alrededor de un núcleo compuesto principalmente de carbono y oxígeno . Durante esta fase, la estrella se expande hasta alcanzar proporciones gigantescas _y vuelve a convertirse en una gigante roja. El radio de la estrella puede llegar a ser tan grande como una unidad astronómica ( ~215 R☉ ). ^{[ 4 ]} 

Después de que la capa de helio se queda sin combustible, comienza la fase TP-AGB. Ahora la estrella obtiene su energía de la fusión de hidrógeno en una capa delgada, lo que restringe la capa interna de helio a una capa muy delgada e impide que se fusione de manera estable. Sin embargo, durante períodos de 10 000 a 100 000 años, el helio proveniente de la combustión de la capa de hidrógeno se acumula y finalmente la capa de helio se enciende explosivamente, un proceso conocido como destello de la capa de helio . La potencia del destello de la capa alcanza un pico de miles de veces la luminosidad observada de la estrella, pero disminuye exponencialmente en tan solo unos pocos años. El destello de la capa hace que la estrella se expanda y se enfríe, lo que apaga la combustión de la capa de hidrógeno y causa una fuerte convección en la zona entre las dos capas. ^{[ 4 ]} Cuando la combustión de la capa de helio se acerca a la base de la capa de hidrógeno, el aumento de temperatura reactiva la fusión de hidrógeno y el ciclo comienza de nuevo. El gran pero breve aumento de luminosidad provocado por el destello de la envoltura de helio produce un incremento en el brillo visible de la estrella de unas décimas de magnitud durante varios cientos de años. Estos cambios no guardan relación con las variaciones de brillo en periodos de decenas a cientos de días que son comunes en este tipo de estrellas. ^{[ 5 ]}

Durante los pulsos térmicos, que duran solo unos pocos cientos de años, el material de la región central puede mezclarse con las capas exteriores, cambiando la composición de la superficie, en un proceso conocido como dragado . Debido a este dragado, las estrellas AGB pueden mostrar elementos del proceso S en sus espectros, y los dragados intensos pueden conducir a la formación de estrellas de carbono . Todos los dragados posteriores a los pulsos térmicos se denominan terceros dragados, después del primer dragado, que ocurre en la rama de las gigantes rojas, y el segundo dragado, que ocurre durante la rama E-AGB. En algunos casos, puede que no haya un segundo dragado, pero los dragados posteriores a los pulsos térmicos seguirán denominándose terceros dragados. Los pulsos térmicos aumentan rápidamente de intensidad después de los primeros, por lo que los terceros dragados suelen ser los más profundos y los que tienen más probabilidades de hacer circular material del núcleo hacia la superficie. ^{[ 6 ] [ 7 ]}

Las estrellas AGB suelen ser variables de largo período y sufren pérdida de masa en forma de viento estelar . Para las estrellas AGB de tipo M, los vientos estelares son impulsados ​​de manera más eficiente por granos de tamaño micrométrico. ^{[ 8 ]} Los pulsos térmicos producen períodos de pérdida de masa aún mayor y pueden dar lugar a capas separadas de material circunestelar. Una estrella puede perder entre el 50 y el 70 % de su masa durante la fase AGB. ^{[ 9 ]} Las tasas de pérdida de masa suelen oscilar entre10 ⁻⁸ y10 ⁻⁵ M _☉  /año, e incluso puede llegar a alcanzar valores tan altos como10 ⁻⁴ M _☉  /año; ^{[ 10 ]} mientras que las velocidades del viento suelen estar entre 5 y 30  km/s. ^{[ 11 ]}

La extensa pérdida de masa de las estrellas AGB significa que están rodeadas por una envoltura circunestelar extendida (CSE). Dado un tiempo de vida medio de las estrellas AGB de un Myr y una velocidad exterior de10 km/s  , su radio máximo se puede estimar en aproximadamente3 × 10 ¹⁴ km  (30 años luz ). Este es un valor máximo ya que el material del viento comenzará a mezclarse con el medio interestelar a radios muy grandes, y también supone que no hay diferencia de velocidad entre la estrella y el gas interestelar .

Estas envolturas tienen una química dinámica e interesante , gran parte de la cual es difícil de reproducir en un entorno de laboratorio debido a las bajas densidades involucradas. La naturaleza de las reacciones químicas en la envoltura cambia a medida que el material se aleja de la estrella, se expande y se enfría. Cerca de la estrella, la densidad de la envoltura es lo suficientemente alta como para que las reacciones se aproximen al equilibrio termodinámico. A medida que el material pasa más allá de aproximadamenteA 5 × 10⁹ km, ^la  densidad disminuye hasta el punto en que la cinética , en lugar de la termodinámica, se convierte en la característica dominante. Algunas reacciones energéticamente favorables ya no pueden tener lugar en el gas, porque el mecanismo de reacción requiere un tercer cuerpo para eliminar la energía liberada cuando se forma un enlace químico. En esta región, muchas de las reacciones que tienen lugar involucran radicales como OH (en envolturas ricas en oxígeno) o CN (en las envolturas que rodean a las estrellas de carbono). En la región más externa de la envoltura, más allá de aproximadamente^A 5 × 10¹¹ km  , la densidad disminuye hasta el punto en que el polvo ya no protege completamente la envoltura de la radiación UV interestelar y el gas se ioniza parcialmente. Estos iones participan entonces en reacciones con átomos y moléculas neutras. Finalmente, a medida que la envoltura se fusiona con el medio interestelar, la mayoría de las moléculas son destruidas por la radiación UV. ^{[ 12 ] [ 13 ]}

La temperatura del CSE está determinada por las propiedades de calentamiento y enfriamiento del gas y el polvo, pero disminuye con la distancia radial desde la fotosfera de las estrellas que son2.000 –3000  K. Las peculiaridades químicas de un CSE AGB hacia afuera incluyen: ^{[ 14 ]}

• Fotosfera: Química del equilibrio termodinámico local
• Envoltura estelar pulsante: Química de choque
• Zona de formación de polvo
• Químicamente tranquilo
• Radiación ultravioleta interestelar y fotodisociación de moléculas  : química compleja.

La dicotomía entre estrellas ricas en oxígeno y estrellas ricas en carbono tiene un papel inicial a la hora de determinar si los primeros condensados ​​son óxidos o carburos, ya que es probable que el menos abundante de estos dos elementos permanezca en la fase gaseosa como CO _x .

En la zona de formación de polvo, los elementos y compuestos refractarios ( Fe , Si , MgO , etc.) se eliminan de la fase gaseosa y terminan en granos de polvo . El polvo recién formado participa inmediatamente en reacciones catalizadas en la superficie . Los vientos estelares de las estrellas AGB son lugares de formación de polvo cósmico y se consideran los principales sitios de producción de polvo en el universo. ^{[ 15 ]}

Los vientos estelares de las estrellas AGB ( variables Mira y estrellas OH/IR ) también suelen ser el lugar de emisión máser . Las moléculas responsables de esto son SiO , H₂O , OH , HCN y SiS . ^{[ 16 ] [ 17 ] [ 18 ] [ 19 ] [ 20} _] Los máseres de SiO, H₂O _{y OH se encuentran típicamente en estrellas AGB de tipo M ricas en oxígeno} ^, como R Cassiopeiae y U Orionis , ^{[ 21 ]} mientras que los máseres de HCN y SiS se encuentran generalmente en estrellas de carbono, como IRC +10216 . Las estrellas de tipo S con máseres son poco comunes. ^{[ 21 ]}

Después de que estas estrellas pierden casi toda su envoltura y solo quedan las regiones centrales, evolucionan aún más hasta convertirse en nebulosas protoplanetarias de corta duración . El destino final de las envolturas de las estrellas AGB está representado por las nebulosas planetarias (NP). ^{[ 22 ]}

Se dispone de muestras físicas, conocidas como granos presolares, de granos minerales de estrellas AGB para análisis de laboratorio en forma de granos presolares refractarios individuales . Estos se formaron en las envolturas de polvo circunestelar y fueron transportados al Sistema Solar primitivo por el viento estelar . La mayoría de los granos presolares de carburo de silicio tienen su origen en estrellas de carbono _de 1 a 3 M☉ en la fase AGB tardía de pulsación térmica de su evolución estelar. ^{[ 23 ] [ 24 ]} 

Hasta una cuarta parte de todas las estrellas post-AGB experimentan lo que se denomina un episodio de "renacimiento". El núcleo de carbono-oxígeno queda rodeado de helio con una capa exterior de hidrógeno. Si el helio se vuelve a encender, se produce un pulso térmico y la estrella regresa rápidamente a la fase AGB, convirtiéndose en un objeto estelar con deficiencia de hidrógeno y que quema helio. ^{[ 25 ]} Si la estrella aún conserva una capa de hidrógeno cuando se produce este pulso térmico, se denomina "pulso térmico tardío". De lo contrario, se denomina "pulso térmico muy tardío". ^{[ 26 ]}

La atmósfera exterior de la estrella renacida desarrolla un viento estelar y la estrella vuelve a seguir una trayectoria evolutiva a través del diagrama de Hertzsprung-Russell . Sin embargo, esta fase es muy breve, durando solo unos 200 años antes de que la estrella vuelva a encaminarse hacia la etapa de enana blanca . Observacionalmente, esta fase tardía de pulso térmico parece casi idéntica a una estrella Wolf-Rayet en medio de su propia nebulosa planetaria . ^{[ 25 ]}

Se están observando estrellas como el Objeto de Sakurai y FG Sagittae a medida que evolucionan rápidamente a través de esta fase.

Recientemente se ha informado sobre el mapeo de los campos magnéticos circunestelares de estrellas AGB pulsantes térmicas (TP-) ^{[ 27 ]} utilizando el llamado efecto Goldreich-Kylafis .

^Las estrellas cercanas al límite superior de masa para seguir calificando como estrellas AGB muestran algunas propiedades peculiares y han sido denominadas estrellas super-AGB. Tienen masas superiores a ₇ M☉ y hasta 9 o 10 M☉ (o más ^[ ₂₈ ^] ). Representan una transición a las estrellas supergigantes más masivas que experimentan la fusión completa de elementos más pesados ​​que el helio. Durante el proceso triple alfa , también se producen algunos elementos más pesados ​​que el carbono: principalmente oxígeno, pero también algo de magnesio, neón e incluso elementos más pesados. Las estrellas super-AGB desarrollan núcleos de carbono-oxígeno parcialmente degenerados que son lo suficientemente grandes como para encender el carbono en un destello análogo al destello de helio anterior. El segundo dragado es muy fuerte en este rango de masa y eso mantiene el tamaño del núcleo por debajo del nivel requerido para la combustión del neón como ocurre en las supergigantes de mayor masa. El tamaño de los pulsos térmicos y los terceros dragados se reducen en comparación con las estrellas de menor masa, mientras que la frecuencia de los pulsos térmicos aumenta drásticamente. Algunas estrellas super-AGB pueden explotar como supernovas de captura de electrones, pero la mayoría terminarán como enanas blancas de oxígeno-neón. ^{[ 29 ]} Dado que estas estrellas son mucho más comunes que las supergigantes de mayor masa, podrían constituir una alta proporción de las supernovas observadas. La detección de ejemplos de estas supernovas proporcionaría una valiosa confirmación de modelos que dependen en gran medida de suposiciones.