Гелиевая вспышка — это очень кратковременный тепловой ядерный синтез больших количеств гелия в углерод посредством тройного альфа-процесса в ядре маломассивных звезд (между 0,8 солнечных масс ( M ☉ ) и 2,0 M ☉ [1] ) во время их фазы красного гиганта . По прогнозам, Солнце испытает вспышку через 1,2 миллиарда лет после того, как покинет главную последовательность . Гораздо более редкий процесс ядерного синтеза гелия может также происходить на поверхности аккрецирующих белых карликов.
Звезды с малой массой не производят достаточного гравитационного давления для начала нормального синтеза гелия. По мере истощения водорода в ядре часть оставшегося гелия вместо этого уплотняется в вырожденную материю , которая удерживается от гравитационного коллапса квантово-механическим давлением, а не тепловым давлением . Последующий синтез водородной оболочки еще больше увеличивает массу ядра, пока оно не достигнет температуры приблизительно в 100 миллионов кельвинов , что достаточно горячо для начала синтеза гелия (или «горения гелия») в ядре.
Однако фундаментальным качеством вырожденной материи является то, что увеличение температуры не приводит к увеличению давления материи до тех пор, пока тепловое давление не станет настолько высоким, что превысит давление вырождения. В звездах главной последовательности тепловое расширение регулирует температуру ядра, но в вырожденных ядрах этого не происходит. Гелиевый синтез повышает температуру, что увеличивает скорость синтеза, что еще больше увеличивает температуру в неуправляемой реакции, которая быстро охватывает все ядро. Это производит вспышку очень интенсивного гелиевого синтеза, которая длится всего несколько минут, [2] но за это время производит энергию со скоростью, сопоставимой со всей галактикой Млечный Путь . [2]
В случае обычных звезд с малой массой огромное выделение энергии заставляет большую часть ядра выйти из состояния вырождения, что позволяет ему термически расширяться. Это потребляет большую часть всей энергии, высвобождаемой гелиевой вспышкой, [2] а любая оставшаяся энергия поглощается верхними слоями звезды. Таким образом, гелиевая вспышка в основном не обнаруживается наблюдением и описывается исключительно астрофизическими моделями. После расширения и охлаждения ядра поверхность звезды быстро остывает и сжимается всего за 10 000 лет, пока не достигнет примерно 2% от своего прежнего радиуса и светимости. По оценкам, электронно-вырожденное гелиевое ядро весит около 40% массы звезды и что 6% ядра превращается в углерод. [2]
Во время фазы красного гиганта звездной эволюции в звездах с массой менее 2,0 M ☉ ядерный синтез водорода прекращается в ядре по мере его истощения, оставляя богатое гелием ядро. В то время как синтез водорода продолжается в оболочке звезды, вызывая продолжение накопления гелия в ядре, делая ядро более плотным, температура все еще не может достичь уровня, необходимого для синтеза гелия, как это происходит в более массивных звездах. Таким образом, теплового давления от синтеза больше недостаточно, чтобы противостоять гравитационному коллапсу и создать гидростатическое равновесие, обнаруженное в большинстве звезд. Это заставляет звезду сжиматься и повышать температуру, пока она в конечном итоге не станет достаточно сжатой, чтобы гелиевое ядро стало вырожденной материей . Этого давления вырождения в конечном итоге достаточно, чтобы остановить дальнейший коллапс самого центрального материала, но остальная часть ядра продолжает сжиматься, и температура продолжает расти, пока не достигнет точки (≈1 × 10 8 К ), при которой гелий может воспламениться и начать плавиться. [4] [5] [6]
Взрывная природа гелиевой вспышки возникает из-за того, что она происходит в вырожденной материи. Как только температура достигает 100 миллионов–200 миллионов кельвинов и начинается синтез гелия с использованием процесса тройной альфа , температура быстро растет, еще больше увеличивая скорость синтеза гелия и, поскольку вырожденная материя является хорошим проводником тепла , расширяя область реакции.
Однако, поскольку давление вырождения (которое является исключительно функцией плотности) доминирует над тепловым давлением (пропорциональным произведению плотности и температуры), общее давление слабо зависит от температуры. Таким образом, резкое увеличение температуры вызывает лишь небольшое увеличение давления, поэтому стабилизирующего расширения охлаждения ядра не происходит.
Эта неконтролируемая реакция быстро достигает примерно 100 миллиардов раз больше нормального производства энергии звездой (в течение нескольких секунд), пока температура не увеличится до точки, когда тепловое давление снова станет доминирующим, устраняя вырождение. Затем ядро может расшириться и остыть, и стабильное горение гелия продолжится. [7]
Звезда с массой более 2,25 M ☉ начинает сжигать гелий, не вырождая ядро, и поэтому не демонстрирует этот тип гелиевой вспышки. В звезде с очень малой массой (менее 0,5 M ☉ ) ядро никогда не бывает достаточно горячим, чтобы зажечь гелий. Вырожденное гелиевое ядро будет продолжать сжиматься и в конце концов станет гелиевым белым карликом .
Гелиевая вспышка не наблюдается непосредственно на поверхности с помощью электромагнитного излучения. Вспышка происходит в ядре глубоко внутри звезды, и чистый эффект будет заключаться в том, что вся высвобождаемая энергия поглощается всем ядром, в результате чего вырожденное состояние становится невырожденным. Более ранние вычисления показали, что неразрушающая потеря массы возможна в некоторых случаях, [8] но более позднее моделирование звезд, учитывающее потерю энергии нейтрино, не показывает такой потери массы. [9] [10]
В звезде с массой в одну солнечную, вспышка гелия, по оценкам, высвобождает около5 × 10 41 Дж [11] или около 0,3% от энергии, выделяемой1,5 × 10 44 J сверхновая типа Ia [ 12] , которая вызвана аналогичным зажиганием углеродного синтеза в углеродно-кислородном белом карлике.
Когда водородный газ аккрецируется на белый карлик из двойной звезды-компаньона, водород может сливаться, образуя гелий для узкого диапазона скоростей аккреции, но большинство систем развивают слой водорода над вырожденной внутренней частью белого карлика. Этот водород может накапливаться, образуя оболочку вблизи поверхности звезды. Когда масса водорода становится достаточно большой, неконтролируемый синтез вызывает новую . В нескольких двойных системах, где водород сливается на поверхности, масса накопленного гелия может сгореть в нестабильной гелиевой вспышке. В некоторых двойных системах звезда-компаньон могла потерять большую часть своего водорода и пожертвовать богатый гелием материал компактной звезде. Обратите внимание, что похожие вспышки происходят на нейтронных звездах. [ необходима цитата ]
Вспышки гелия в оболочке — это несколько аналогичное, но гораздо менее интенсивное, неуправляемое событие воспламенения гелия, происходящее в отсутствие вырожденной материи. Они периодически происходят в асимптотических звездах ветви гигантов в оболочке за пределами ядра. Это происходит на поздней стадии жизни звезды в ее гигантской фазе. Звезда сожгла большую часть гелия, имеющегося в ядре, которое теперь состоит из углерода и кислорода. Синтез гелия продолжается в тонкой оболочке вокруг этого ядра, но затем выключается, когда гелий истощается. Это позволяет начаться синтезу водорода в слое над слоем гелия. После того, как накапливается достаточно дополнительного гелия, синтез гелия возобновляется, что приводит к тепловому импульсу, который в конечном итоге заставляет звезду расширяться и временно становиться ярче (импульс светимости задерживается, поскольку требуется несколько лет, чтобы энергия от возобновленного синтеза гелия достигла поверхности [13] ). Такие импульсы могут длиться несколько сотен лет и, как полагают, происходят периодически каждые 10 000–100 000 лет. [13] После вспышки синтез гелия продолжается с экспоненциально затухающей скоростью в течение примерно 40% цикла, поскольку гелиевая оболочка расходуется. [13] Тепловые импульсы могут заставить звезду сбросить околозвездные оболочки из газа и пыли. [ необходима ссылка ]
почти вся энергия вспышки поглощается титаническим подъемом веса, необходимым для того, чтобы вывести ядро из состояния белого карлика.