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漸近巨星支原圖鏈接來自 搜狐 的圖片

漸近巨星支（asymptotic giant branch，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，一顆漸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。

恆星演化

當恆星經由核心的核聚變過程耗盡核心的氫之後，核心收縮並使溫度升高，造成恆星的外層膨脹和溫度下降。這顆恆星成為一顆紅巨星，沿着一條軌跡在赫羅圖朝向右上角移動。最終，一但核心溫度接近3×108 K，氦燃燒（氦原子核的核聚變）開始。核心的氦燃燒開始，會阻止恆星的冷卻和光度的增加，而使恆星在赫羅圖上反而向下和向左移動。這是水平分支（適用於第二星族星）或紅群聚（適用於第一星族星），或質量大於2 M☉恆星的藍循環。

在核心的氦燃燒完成之後，恆星在赫羅圖上再度向右上方移動，這是因為它的亮度增加，導致冷卻和膨脹。這個路徑幾乎與之前的紅巨星軌跡一致，因此稱為漸近巨星支，然而在漸近巨星支上的恆星會比在紅巨星分支的恆星更大且更為明亮。

漸近巨星支階段

漸近巨星支階段分成兩個部分：早期漸近巨星支（E-AGB）和熱脈衝漸近巨星支（TP-AGB）。在早期階段，主要的能量來源是包圍在碳和氧為主的核心，進行氦融合的殼層。在這一階段，恆星以巨大的比例膨脹，再度成為紅巨星。恆星的半徑可以達到1天文單位（~215 R☉）。

氦外殼的燃料耗盡後，就開始熱脈衝階段。現在，恆星的能量來自於氫在薄殼層中的融合，這也將內部的氦限制在非常薄的殼層內，並阻止氦再穩定的進行融合。然而，在10,000至100,000年的時間裡，來自氫殼層燃燒積聚起來的氦，最終還是會點燃氦殼層；這一過程稱為殼層氦閃。殼層氦閃的亮度峰值是恆星總亮度的數千倍，但在短短的幾年內就會呈指數級的下降。殼層氦閃導致恆星的膨脹和冷卻，關閉氫殼層的燃燒，並在兩個殼層之間的區域引發強烈的對流。當氦殼層的燃燒接近氫殼層的底部時，升高的溫度會重新點燃氫融合，循環又再度開始。殼層氦閃使恆星的亮度大幅增加，導致恆星可見光的亮度在幾百年中增加數十星等。但這種變化與這類型恆星常見的幾十天至數百天的光度變化無關。

一顆2 M☉恆星的熱脈衝漸近巨星分支星的演化

在僅持續幾百年的熱脈衝中，來自核心區域的物質可能會混合到外層，改變表面的成分，這一種過程稱為「上翻」。由於這種上翻，漸近巨星支星可能會在它們的光譜中呈現S-過程元素，而且強烈的上翻會導致碳星的形成。在熱脈衝之後的上翻都稱為第三次上翻，第一次上翻發生在紅巨星支期間，第二次上翻發生在早期漸近巨星支期間。在某些情況下，可能不會有第二次上翻，但熱脈衝期間的上翻依然會稱為第三次上翻。熱脈衝在幾次之後的強度會迅速增加，因此第三次上翻通常是最深入的，也是最有可能將核心的物質經由循環傳送至表面。

漸近巨星支星通常都是長周期變星，並以恆星風的形式造成恆星質量流失。熱脈衝時期產生周期性的大質量流失，可能造成環繞在恆星周圍的拱星物質。在漸近巨星支階段，恆星可能會失去50%到70%的質量。

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