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渐近巨星支（英语：asymptotic giant branch，缩写AGB）是赫罗图中低温、高光度恒星的区域。这是恒星演化阶段中，所有低到中等质量恒星（0.6-10M⊙）生命期后段所经历的过程。
渐近巨星支（AGB）
上红巨星分支（RGB）
水平分支（HB）
天琴座RR型变星（RR）
在观测上，一颗渐近巨星支星将以明亮的红巨星形式出现，光度会是太阳的数千倍。它的内部结构特征是在中央有一个不活跃的碳和氧核心，外面是正在将氦融合成碳(氦燃烧)的氦层，再外面则是将氢融合成氦(氢燃烧)的壳层，还有大量与一般主序星相类似的物质组成的外壳[1]。
当恒星经由核心的核融合过程耗尽核心的氢之后，核心收缩并使温度升高，造成恒星的外层膨胀和温度下降。这颗恒星成为一颗红巨星，沿著一条轨迹在赫罗图朝向右上角移动[2]。最终，一但核心温度接近3×108 K，氦燃烧（氦原子核的核融合）开始。核心的氦燃烧开始，会阻止恒星的冷却和光度的增加，而使恒星在赫罗图上反而向下和向左移动。这是水平分支（适用于第二星族星）或红群聚（适用于第一星族星），或质量大于2 M☉恒星的蓝回圈[3]。
在核心的氦燃烧完成之后，恒星在赫罗图上再度向右上方移动，这是因为它的亮度增加，导致冷却和膨胀。这个路径几乎与之前的红巨星轨迹一致，因此称为渐近巨星支，然而在渐近巨星支上的恒星会比在红巨星分支的恒星更大且更为明亮[3]。
渐近巨星支阶段分成两个部分：早期渐近巨星支（E-AGB）和热脉冲渐近巨星支（TP-AGB）。在早期阶段，主要的能量来源是包围在碳和氧为主的核心，进行氦融合的壳层。在这一阶段，恒星以巨大的比例膨胀，再度成为红巨星。恒星的半径可以达到1天文单位（~215 R☉）[3]。
氦外壳的燃料耗尽后，就开始热脉冲阶段。现在，恒星的能量来自于氢在薄壳层中的融合，这也将内部的氦限制在非常薄的壳层内，并阻止氦再稳定的进行融合。然而，在10,000至100,000年的时间里，来自氢壳层燃烧积聚起来的氦，最终还是会点燃氦壳层；这一过程称为壳层氦闪。壳层氦闪的亮度峰值是恒星总亮度的数千倍，但在短短的几年内就会呈指数级的下降。壳层氦闪导致恒星的膨胀和冷却，关闭氢壳层的燃烧，并在两个壳层之间的区域引发强烈的对流[3]。当氦壳层的燃烧接近氢壳层的底部时，升高的温度会重新点燃氢融合，回圈又再度开始。 壳层氦闪使恒星的亮度大幅增加，导致恒星可见光的亮度在几百年中增加数十星等。但这种变化与这类型恒星常见的几十天至数百天的光度变化无关[4]。
在仅持续几百年的热脉冲中，来自核心区域的物质可能会混合到外层，改变表面的成分，这一种过程称为"上翻"。由于这种上翻，渐近巨星支星可能会在它们的光谱中呈现S-过程元素，而且强烈的上翻会导致碳星的形成。在热脉冲之后的上翻都称为第三次上翻，第一次上翻发生在红巨星支期间，第二次上翻发生在早期渐近巨星支期间。在某些情况下，可能不会有第二次上翻，但热脉冲期间的上翻依然会称为第三次上翻。热脉冲在几次之后的强度会迅速增加，因此第三次上翻通常是最深入的，也是最有可能将核心的物质经由回圈传送至表面[5][6]。
渐近巨星支星通常都是长周期变星，并以恒星风的形式造成恒星质量流失。热脉冲时期产生周期性的大质量流失，可能造成环绕在恒星周围的拱星物质。在渐近巨星支阶段，恒星可能会失去50%到70%的质量[7]。
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渐近巨星支星流失大量的质量，意味著他们会被一个扩展的星周包层（CSE，circumstellar envelope）包围著。假设渐近巨星支星的平均寿命是一百万年，恒星风的速率是10 km/s，估计其最大半径大约是3×1014 公里（大约是30光年）。这是一个最大值，因为星风的物质会在非常大的半径之内会与星际物质混合，还假设恒星和星际气体之间没有速度上的差异。动态作用上，因为恒星风的起源和可以测量的质量流失率，大多数令人感兴趣的事都发生在相当接近恒星的区域。然而，星周包层较外面层次呈现出化学上有趣的过程，并且由于它的大小和低光深度都使观测很容易进行[8]。
星周包层的温度是由气体和尘埃的加热和冷却特性决定的，但是与恒星光球层的距离半径，使它的温度只有2,000–3,000 K。 渐近巨星支星的星周包层外侧化学特性包括[9]：
在富氧和富碳的二分法中，因为初始条件的差异，这两种元素中最贫乏的很可能就像留在气态中的COx，因此确定在凝析盐中最先出现的是氧化物还是碳化物方面具有初步的作用。
在尘埃形成区，从气态中去除的耐火材料元素和化合物（铁、矽、氧化镁等等），最终成为尘埃颗粒。新形成的尘埃将立即协助表面催化反应。来自渐近巨星支星的恒星风是宇宙尘形成的主要来源，被认为是形成宇宙尘的主要场所[10]。
渐近巨星支星的恒星风（像是米拉变星和OH/IR星）通常是迈射辐射的地点。造成这种情况的分子是SiO、H2O、OH、HCN、和SiS (化学)[11][12][13][14][15]。SiO、H2O和OH迈射经常在富氧的M型渐近巨星支星，像是仙后座R和猎户座U中发现[16]，而HCN和SiS迈射通常存在像IRC +10216这种碳星中。S-型星则很少与迈射共存[16]。
在这些恒星几乎失去所有的包层，只剩下核心区域之后，它们进一步演化成生命短暂的前行星状星云。渐近巨星支星的包层最终命运是演化成行星状星云（PNe）[17]。
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在所有的后渐近巨星支星中，多达四分之一的都经历了所谓的“重生”情节。被氦壳包围的碳氧核心被现在的氦壳层包围之外，其上还有氢壳层。如果氦被重新点燃，就会发生热脉冲，很快就又回到渐近巨星支进行氦燃烧，成为缺乏氢的恒星体[18]。如果当这种热脉冲发生时，恒星已经缺失了氢燃烧壳层，它就会被称为"非常后期热脉冲" [19]。
重生恒星的外部大气形成了恒星风，恒星再次跟随演化轨迹穿过赫罗图。然而，这个阶段是非常短暂的，在再次走向白矮星阶段之前，顶多持续大约200年。在观测方面，这种后期热脉冲阶段似乎与在自己的行星状星云中间的沃夫-瑞叶星相同[18]。
质量接近上限，但仍符合渐近巨星支星条件的恒星显示出一些特殊的特性，被称为超渐近巨星支星(Super-AGB star）。它们的质量大约在7 M☉和9或10 M☉（或更多[20]）。它们代表了向质量更大的超巨星过渡阶段，这星恒星经历了比氦更重的元素燃烧的完全核融合。在3氦过程中，还产生了一些比碳更重的元素：主要是氧，但也有一些镁、氖，甚至更重的元素。超渐近巨星支星发展出部分简并碳氧核心，这些核心足够大，可以在类似早期氦闪的情况下点燃碳。在这个质量范围内，第二次上翻非常强大，并将核心的尺寸保持在氖燃烧所需要的水准之下，就像在高质量的超巨星上发生的一样。与质量较低的恒星比较，热脉冲和第三次上翻的大小有所减少，但热脉冲的频率则急遽增加。一些超渐近巨星支星可能会经由电子捕获成为超新星，但大多数最终会以氧氖白矮星结束一生[21]。由于这些恒星比高质量的恒星更为常见得多，在观测到的超新星中，他们可能占了很高的比率。检测这些超新星的例子，将高度依赖假设的模型来提供有价值的确认。
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