Asymptotic giant branch (original) (raw)

About DBpedia

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.

thumbnail

Property Value
dbo:abstract 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. (ca) 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. (ar) 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. (cs) 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). (en) 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. (de) 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. (eu) 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. (fr) 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).​ (es) 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. (in) 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。 (ja) 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. (ko) 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. (it) 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. (pl) 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. (nl) 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. (sv) 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. (pt) 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. (uk) 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. (ru) 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。 (zh)
dbo:thumbnail wiki-commons:Special:FilePath/M5_colour_magnitude_diagram.png?width=300
dbo:wikiPageExternalLink http://www.astro.uni-bonn.de/~nlanger/siu_web/ssescript/new/chapter10.pdf https://academic.oup.com/mnras/article/446/3/2599/2891872 https://web.archive.org/web/20141013212949/http:/www.astro.uni-bonn.de/~nlanger/siu_web/ssescript/new/chapter10.pdf
dbo:wikiPageID 1118042 (xsd:integer)
dbo:wikiPageLength 25115 (xsd:nonNegativeInteger)
dbo:wikiPageRevisionID 1112753353 (xsd:integer)
dbo:wikiPageWikiLink dbr:Carbon dbr:Mira_variable dbr:Molecule dbr:Myr dbr:Stellar_mass_loss dbr:Hydrogen dbr:Hydrogen_cyanide dbr:Hydroxyl_radical dbr:U_Orionis dbr:University_of_Bonn dbr:Interstellar_medium dbc:Asymptotic-giant-branch_stars dbr:Cosmic_dust dbr:S-process dbr:Sakurai's_Object dbr:Chemical_kinetics dbr:Photosphere dbr:RR_Lyrae_variable dbr:Magnesium_oxide dbr:Main_sequence dbr:Silicon_monosulfide dbr:Silicon_monoxide dbr:Star dbr:Stellar_evolution dbr:Subgiant dbr:Horizontal_branch dbr:Stellar_wind dbr:Surface_science dbr:Photodissociation dbc:Star_types dbr:White_dwarf dbr:Helium dbr:Helium_flash dbr:OH/IR_star dbr:Cyano_radical dbr:FG_Sagittae dbr:Nuclear_fusion dbr:Oxygen dbr:Carbon_star dbr:Goldreich-Kylafis_effect dbr:Red_giant dbr:Refractory dbr:Astrochemistry dbr:Astrophysical_maser dbr:Iron dbr:Temperature dbr:Astronomical_unit dbr:Asymptotic dbc:Stellar_evolution dbr:Chemistry dbr:Blue_loop dbr:Hertzsprung–Russell_diagram dbr:IRC_+10216 dbr:Planetary_nebula dbr:Population_II_stars dbr:Springer_Science+Business_Media dbr:Circumstellar_dust dbr:Circumstellar_envelope dbr:Evolutionary_track dbr:R_Cassiopeiae dbr:Radical_(chemistry) dbr:Red-giant_branch dbr:Wolf–Rayet_star dbr:Helium_fusion dbr:Reaction_mechanism dbr:S-type_star dbr:Silicon dbr:Ultraviolet dbr:Water dbr:Long-period_variable dbr:Local_thermodynamic_equilibrium dbr:The_Astrophysical_Journal dbr:Protoplanetary_nebula dbr:Triple-alpha_process dbr:Interstellar_gas dbr:Helium_burning dbr:Light_years dbr:Hydrogen_burning dbr:Carbon_stars dbr:File:Evolution_on_the_TP-AGB.png dbr:File:Evolutionary_track_1m.svg dbr:File:Evolutionary_track_5m.svg dbr:File:M5_colour_magnitude_diagram.png dbr:File:Planetary.Nebula.Formation.png
dbp:wikiPageUsesTemplate dbt:Annotated_link dbt:Citation_needed dbt:Cite_book dbt:Cite_journal dbt:Cite_web dbt:Leftlegend dbt:Main dbt:Portal_bar dbt:Reflist dbt:See_also dbt:Short_description dbt:Solar_mass dbt:Solar_radius dbt:Val dbt:Star
dcterms:subject dbc:Asymptotic-giant-branch_stars dbc:Star_types dbc:Stellar_evolution
gold:hypernym dbr:Region
rdf:type owl:Thing yago:Abstraction100002137 yago:Act100030358 yago:Activity100407535 yago:Categorization101012712 yago:Event100029378 yago:Grouping101012360 yago:PsychologicalFeature100023100 yago:WikicatHertzsprung–RussellClassifications yago:YagoPermanentlyLocatedEntity dbo:Settlement
rdfs:comment 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. (cs) 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. (de) 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。 (ja) 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. (ko) 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. (sv) 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。 (zh) 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. (ar) 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. (ca) 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. (en) 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. (eu) 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. (es) 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. (fr) 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. (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. (it) 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. (nl) 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. (pl) 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. (pt) 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. (uk) 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. (ru)
rdfs:label عملاق مقارب (ar) Branca asimptòtica de les gegants (ca) Asymptotická větev obrů (cs) AGB-Stern (de) Asymptotic giant branch (en) Rama asintótica gigante (es) Adar asintotiko erraldoi (eu) Branche asymptotique des géantes (fr) Cabang raksasa asimtotik (in) Ramo asintotico delle giganti (it) 점근거성열 (ko) 漸近巨星分枝 (ja) Asymptotische reuzentak (nl) Gwiazda AGB (pl) Ramo assintótico das gigantes (pt) Асимптотическая ветвь гигантов (ru) Asymptotiska jättegrenen (sv) 漸近巨星支 (zh) Асимптотичне відгалуження гігантів (uk)
rdfs:seeAlso dbr:Circumstellar_molecules dbr:List_of_interstellar
owl:sameAs freebase:Asymptotic giant branch yago-res:Asymptotic giant branch wikidata:Asymptotic giant branch dbpedia-af:Asymptotic giant branch dbpedia-ar:Asymptotic giant branch dbpedia-az:Asymptotic giant branch dbpedia-bg:Asymptotic giant branch http://bs.dbpedia.org/resource/Zvijezda_asimptotskog_divovskog_ogranka dbpedia-ca:Asymptotic giant branch dbpedia-cs:Asymptotic giant branch dbpedia-da:Asymptotic giant branch dbpedia-de:Asymptotic giant branch dbpedia-es:Asymptotic giant branch dbpedia-eu:Asymptotic giant branch dbpedia-fa:Asymptotic giant branch dbpedia-fi:Asymptotic giant branch dbpedia-fr:Asymptotic giant branch dbpedia-id:Asymptotic giant branch dbpedia-it:Asymptotic giant branch dbpedia-ja:Asymptotic giant branch dbpedia-ko:Asymptotic giant branch dbpedia-lb:Asymptotic giant branch http://lt.dbpedia.org/resource/Asimptotinė_seka dbpedia-nl:Asymptotic giant branch dbpedia-no:Asymptotic giant branch dbpedia-pl:Asymptotic giant branch dbpedia-pt:Asymptotic giant branch dbpedia-ro:Asymptotic giant branch dbpedia-ru:Asymptotic giant branch dbpedia-sk:Asymptotic giant branch dbpedia-sv:Asymptotic giant branch dbpedia-th:Asymptotic giant branch dbpedia-tr:Asymptotic giant branch dbpedia-uk:Asymptotic giant branch dbpedia-vi:Asymptotic giant branch dbpedia-zh:Asymptotic giant branch https://global.dbpedia.org/id/4eSru
prov:wasDerivedFrom wikipedia-en:Asymptotic_giant_branch?oldid=1112753353&ns=0
foaf:depiction wiki-commons:Special:FilePath/Evolutionary_track_1m.svg wiki-commons:Special:FilePath/Evolution_on_the_TP-AGB.png wiki-commons:Special:FilePath/Evolutionary_track_5m.svg wiki-commons:Special:FilePath/Planetary.Nebula.Formation.png wiki-commons:Special:FilePath/M5_colour_magnitude_diagram.png
foaf:isPrimaryTopicOf wikipedia-en:Asymptotic_giant_branch
is dbo:wikiPageDisambiguates of dbr:Giant_branch dbr:AGB
is dbo:wikiPageRedirects of dbr:AGB_stars dbr:Asymptotic_Giant_Branch dbr:Asymptotic_giant_branch_star dbr:Post-AGB dbr:Asymptotic-giant-branch_star dbr:Asymptotic_Giant_Branch_star dbr:Asymptotic_Giant_Branch_stars dbr:Asymptotic_giant dbr:Asymptotic_giant_branch_stars dbr:AGB_Star dbr:AGB_star dbr:Very_Late_Thermal_Pulse dbr:Very_late_thermal_pulse dbr:Late_thermal_pulse dbr:Post-AGB_star dbr:TP-AGB dbr:Thermal_pulse
is dbo:wikiPageWikiLink of dbr:Capella dbr:Cat's_Eye_Nebula dbr:Psi_Pegasi dbr:Psi_Phoenicis dbr:Mira_variable dbr:Beta_Andromedae dbr:Beta_Gruis dbr:Bismuth-209 dbr:Delta2_Lyrae dbr:Delta_Ophiuchi dbr:Delta_Reticuli dbr:Delta_Virginis dbr:Perseus_(constellation) dbr:Rho_Persei dbr:Rho_Ursae_Majoris dbr:Ring_Nebula dbr:DY_Persei_variable dbr:UU_Aurigae dbr:UX_Lyncis dbr:U_Andromedae dbr:U_Antliae dbr:U_Aquarii dbr:U_Equulei dbr:U_Hydrae dbr:Upsilon_Aurigae dbr:Upsilon_Capricorni dbr:V1401_Aquilae dbr:V391_Pegasi dbr:V538_Carinae dbr:V605_Aquilae dbr:V669_Cassiopeiae dbr:V725_Sagittarii dbr:V763_Centauri dbr:V838_Monocerotis dbr:VX_Sagittarii dbr:VY_Canis_Majoris dbr:VZ_Camelopardalis dbr:V_Hydrae dbr:Carbonaceous_chondrite dbr:Infrared_excess dbr:Instability_strip dbr:Stellar_classification dbr:List_of_most_massive_stars dbr:Presolar_grains dbr:101_Virginis dbr:104_Herculis dbr:119_Tauri dbr:13_Boötis dbr:13_Sagittae dbr:15_Trianguli dbr:17_Camelopardalis dbr:Crab_Nebula dbr:S-process dbr:SX_Centauri dbr:S_Canis_Minoris dbr:S_Cassiopeiae dbr:S_Coronae_Borealis dbr:S_Orionis dbr:Sagitta dbr:Sakurai's_Object dbr:Gas-rich_meteorites dbr:Nebula dbr:O-type_star dbr:Orders_of_magnitude_(temperature) dbr:Pulsating_white_dwarf dbr:Thermonuclear_fusion dbr:Yellow_supergiant dbr:Epsilon_Aurigae dbr:Epsilon_Geminorum dbr:Epsilon_Muscae dbr:G_29-38 dbr:G_Herculis dbr:Gacrux dbr:Galaxy dbr:Gamma_Andromedae dbr:Gamma_Eridani dbr:Gamma_Hydri dbr:Gamma_Monocerotis dbr:Gamma_Reticuli dbr:Bow_shock dbr:Mira dbr:Mu1_Cancri dbr:Mu_Coronae_Borealis dbr:Mu_Geminorum dbr:Mu_Muscae dbr:NGC_147 dbr:NGC_1978 dbr:NGC_2022 dbr:NGC_2438 dbr:NGC_3367 dbr:NGC_3489 dbr:NGC_4203 dbr:NGC_4361 dbr:NGC_5315 dbr:NGC_5363 dbr:NGC_6072 dbr:NGC_6445 dbr:NGC_6781 dbr:NGC_7354 dbr:NO_Apodis dbr:NO_Aurigae dbr:NU_Pavonis dbr:Convection_zone dbr:Theta_Apodis dbr:Anja_Cetti_Andersen dbr:Maffei_1 dbr:Sigma_Librae dbr:Star dbr:Stellar_evolution dbr:Stellar_mass dbr:Stingray_Nebula dbr:Color–color_diagram dbr:Cometary_knot dbr:Zeta_Capricorni dbr:Zeta_Cygni dbr:Horizontal_branch dbr:Icko_Iben dbr:Nucleosynthesis dbr:Planetary_system dbr:Stellar_wind dbr:Supergiant dbr:1_Lyncis dbr:BC_Canis_Minoris dbr:BE_Camelopardalis dbr:BE_Ursae_Majoris dbr:BH_Crucis dbr:BQ_Octantis dbr:CIT_6 dbr:CK_Vulpeculae dbr:CQ_Camelopardalis dbr:CW_Leonis dbr:Tricarbon_monosulfide dbr:W43A dbr:WD_0806−661 dbr:WOH_G17 dbr:WZ_Cassiopeiae dbr:W_Aquilae dbr:W_Canis_Majoris dbr:W_Coronae_Borealis dbr:W_Cygni dbr:W_Orionis dbr:Westbrook_Nebula dbr:White_dwarf dbr:William_P._Bidelman dbr:Dredge-up dbr:Helium_flash dbr:Long-period_variable_star dbr:OH/IR_star dbr:Subdwarf_O_star dbr:21_Cancri dbr:24_Capricorni dbr:27_Cancri dbr:2_Aurigae dbr:2_Pegasi dbr:32_Ophiuchi dbr:36_Aquilae dbr:36_Comae_Berenices dbr:42_Herculis dbr:47_Tucanae dbr:4_Cassiopeiae dbr:53_Cancri dbr:54_Arietis dbr:54_Eridani dbr:55_Pegasi dbr:56_Leonis dbr:57_Pegasi dbr:58_Leonis dbr:61_Leonis dbr:64_Draconis dbr:7_Ceti dbr:82_Aquarii dbr:83_Cancri dbr:83_Ursae_Majoris dbr:89_Herculis dbr:8_Andromedae dbr:8_Leonis_Minoris dbr:98_Herculis dbr:9_Equulei dbr:AC_Herculis dbr:AF_Columbae dbr:Abell_48 dbr:Abell_63 dbr:Alpha_Antliae dbr:Alpha_Ceti dbr:Alpha_Herculis dbr:Alpha_Vulpeculae dbr:DU_Lyncis dbr:DY_Centauri dbr:DY_Pegasi dbr:DY_Persei dbr:Draco_Dwarf dbr:EP_Aquarii dbr:Eta_Geminorum dbr:Eta_Sagittarii dbr:Eta_Sculptoris dbr:FG_Sagittae dbr:F_Centauri dbr:Fleming_1 dbr:Fluorine dbr:Barium_star dbr:Nu_Tucanae dbr:Nu_Virginis dbr:Owl_Nebula dbr:PU_Vulpeculae dbr:PV_Telescopii dbr:Carbon_star dbr:Falk_Herwig dbr:Formation_and_evolution_of_the_Solar_System dbr:Germanium dbr:Global_catastrophe_scenarios dbr:Graphical_timeline_of_the_universe dbr:Giant_branch dbr:Red_giant dbr:AGB dbr:AGB_stars dbr:HD_1032 dbr:HD_128333 dbr:HD_147513 dbr:HD_160342 dbr:HD_179821 dbr:HD_180450 dbr:HD_193373 dbr:HD_200044 dbr:HD_202259 dbr:HD_20644 dbr:HD_2454 dbr:HD_30442 dbr:HD_36678 dbr:HD_39225 dbr:HD_44131 dbr:HD_56618 dbr:HD_77887 dbr:HD_80230 dbr:HD_85951 dbr:HD_88366 dbr:HD_92036 dbr:HP_Lyrae dbr:HR_4049 dbr:HR_6135 dbr:HR_6384 dbr:HV_2112 dbr:Atom dbr:Iota_Cancri dbr:Tau1_Serpentis dbr:Tau4_Eridani dbr:Hydrogen-deficient_star dbr:Maria_Lugaro dbr:Stellar_nucleosynthesis dbr:Chi_Cygni dbr:Chi_Pegasi dbr:KX_Andromedae dbr:Kappa_Gruis dbr:Kappa_Pavonis dbr:Kepler-70 dbr:L2_Puppis dbr:LL_Pegasi dbr:LP_145-141 dbr:LP_Andromedae dbr:La_Superba dbr:Lambda_Aquarii dbr:Lambda_Draconis dbr:Lambda_Ursae_Minoris dbr:Lambda_Velorum dbr:Blue_giant dbr:Blue_loop dbr:Sun dbr:Supernova dbr:TT_Cygni dbr:TU_Andromedae dbr:TW_Horologii dbr:TX_Piscium dbr:T_Andromedae dbr:T_Cephei dbr:T_Ceti dbr:T_Ursae_Minoris dbr:Nuclear_transmutation dbr:R-process dbr:Semiregular_variable_star dbr:Technetium_star dbr:Tip_of_the_red-giant_branch dbr:Red_supergiant dbr:Donald_D._Clayton dbr:B(e)_star dbr:Martin_Schwarzschild dbr:Phi2_Hydrae dbr:Pi1_Gruis dbr:Pi_Eridani dbr:Planetary_nebula dbr:Solar_mass dbr:Circumstellar_dust dbr:Circumstellar_envelope dbr:Classical_Cepheid_variable dbr:IK_Pegasi dbr:IK_Tauri dbr:IRAS_04509-6922 dbr:IRAS_17163−3907 dbr:IRAS_19475+3119 dbr:IRC_-10414 dbr:Messier_23 dbr:Messier_87
is dbp:type of dbr:Beta_Andromedae dbr:Beta_Gruis dbr:Delta_Ophiuchi dbr:Delta_Virginis dbr:Rho_Persei dbr:UX_Lyncis dbr:U_Antliae dbr:U_Hydrae dbr:V669_Cassiopeiae dbr:V763_Centauri dbr:VZ_Camelopardalis dbr:104_Herculis dbr:15_Trianguli dbr:S_Canis_Minoris dbr:S_Orionis dbr:G_Herculis dbr:Gamma_Eridani dbr:NO_Apodis dbr:NO_Aurigae dbr:BC_Canis_Minoris dbr:BH_Crucis dbr:CQ_Camelopardalis dbr:W_Aquilae dbr:W_Coronae_Borealis dbr:W_Orionis dbr:24_Capricorni dbr:27_Cancri dbr:2_Pegasi dbr:4_Cassiopeiae dbr:54_Arietis dbr:55_Pegasi dbr:57_Pegasi dbr:61_Leonis dbr:89_Herculis dbr:8_Leonis_Minoris dbr:AC_Herculis dbr:AF_Columbae dbr:Alpha_Ceti dbr:Alpha_Herculis dbr:HD_1032 dbr:HD_193373 dbr:HD_200044 dbr:HD_30442 dbr:HD_56618 dbr:HD_77887 dbr:HD_85951 dbr:HD_88366 dbr:HD_92036 dbr:Tau1_Serpentis dbr:LL_Pegasi dbr:La_Superba dbr:Lambda_Aquarii dbr:TT_Cygni dbr:T_Cephei dbr:IK_Tauri dbr:IRAS_04509-6922 dbr:RT_Virginis dbr:RV_Caeli dbr:RV_Tauri dbr:R_Aquilae dbr:R_Carinae dbr:R_Doradus dbr:R_Fornacis dbr:R_Geminorum dbr:R_Reticuli dbr:R_Scuti dbr:R_Volantis dbr:Y_Tauri
is dbp:variable of dbr:W43A
is rdfs:seeAlso of dbr:Hydrogen-deficient_star
is foaf:primaryTopic of wikipedia-en:Asymptotic_giant_branch