漸近巨星分枝

漸近巨星分枝（ぜんきんきょせいぶんし、Asymptotic Giant Branch、略称AGB）とは、恒星がその生涯の晩年に到達する進化段階の一つを指します。特に、太陽質量の約0.8倍から8倍程度の中程度の質量を持つ恒星が、主系列での活動を終えた後に必ず経験する時期です。ヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図）上では、比較的低い表面温度を持ちながら非常に高い光度を放つ、右上の領域に位置します。観測的には、これらの天体は太陽の数千倍もの明るさを持つ赤色巨星として捉えられます。

主系列星が中心部の水素を核融合で使い果たすと、非活性なヘリウムの中心核が形成されます。この核は自身の重力で収縮しますが、電子の縮退圧によって崩壊は免れています。収縮に伴う熱で、核の周囲を取り巻く水素の層で核融合（水素殻燃焼）が開始されます。この段階の星は、外層が大きく膨張して表面温度が低下し、光度が増大するため、HR図上では赤色巨星分枝（RGB）と呼ばれる領域を上昇します。RGB段階では、恒星内部で生成された物質の一部が表面に運ばれる「汲み上げ効果」が起こり、大気組成が変化し始めます。

中心核の温度が約1億ケルビンに達すると、縮退したヘリウム核中で突発的なヘリウム核融合（ヘリウムフラッシュ）が発生します。これにより核は一時的に膨張し、その後安定したヘリウム核融合と、その外側での水素殻燃焼を続けます。星は収縮し表面温度が上昇し、HR図上を左または左下へ移動します（水平分枝やレッドクランプの段階）。中心核でのヘリウム核融合が終了すると、恒星は再びHR図上を右上に移動し始めます。この軌跡が、かつてRGBで上昇した経路に漸近することから、「漸近巨星分枝」と呼ばれます。

AGB段階は、エネルギー生成の仕組みによって初期と後期の二段階に分けられます。初期段階では、中心にある炭素と酸素からなる不活性な核の周りのヘリウム殻で核融合が行われます。この時期に星はさらに膨張し、半径は太陽-地球間の距離ほどにもなります。ヘリウム殻の燃料が枯渇すると後期段階に入ります。後期段階では、ヘリウム殻のすぐ外側にある薄い水素層での核融合が主なエネルギー源となります。しかし、水素核融合で生成されたヘリウムが蓄積されると、約1万年から10万年の周期でヘリウム殻での核融合が間欠的に再開されます。この現象は「熱パルス」または「ヘリウム殻フラッシュ」と呼ばれ、一時的に恒星の構造を大きく変動させます。熱パルスの際には強い対流が発生し、内部で合成された物質が再び表面大気に運ばれる（第二、第三の汲み上げ効果）ことで、表面の炭素やs過程元素の量が増加します。特に炭素量が酸素量を上回ると、炭素星と呼ばれる特徴的なAGB星になります。

AGB星は一般に光度が高く、長周期の変光を示すことが多い特徴があります。また、この段階で非常に活発な恒星風を放出し、多量の質量を失います。恒星がAGB段階を通過する間に、その初期質量の50%から70%もの物質が宇宙空間に放出されると考えられています。この大量の質量喪失により、AGB星は広大な星周エンベロープ（CSE）に囲まれています。このエンベロープは最大で約30光年もの大きさに達し、分子（一酸化ケイ素、水、ヒドロキシルラジカルなど）からのメーザー放出を伴うことがあります。

AGB段階で外層をほぼ失った後、中心核が残されます。放出された外層物質は、短命な原始惑星状星雲を経て、美しい惑星状星雲として観測される構造になります。AGB段階を終えた恒星の一部（約4分の1）は、「後期熱パルス（再燃焼）」と呼ばれる現象を経験することがあります。これは、すでにAGB段階を終えて収縮し始めていた中心核の近くで、再びヘリウム殻燃焼や水素殻燃焼が再開されることで起こります。これにより星は一時的にAGB星の状態に戻り、水素をほとんど持たない特殊な恒星となります。この後期熱パルスを経る時期は非常に短く、数百年間しか続きませんが、この間、星の外見はウォルフ・ライエ星に似たスペクトルを示すことがあります。最終的にAGB星や後期熱パルスを経た恒星の中心核は、白色矮星としてその生涯を終えます。AGB段階は、恒星が星間空間に自身の内部で合成した元素を供給する上で、極めて重要な役割を果たしています。

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