stringtranslate.com

Экстремальная гелиевая звезда

Экстремальная гелиевая звезда (сокращенно EHe ) — сверхгигант малой массы , который почти лишен водорода , самого распространенного химического элемента во Вселенной . Поскольку не известны условия, при которых звезды, лишенные водорода, могут образоваться из молекулярных облаков , предполагается, что они являются продуктом слияния белых карликов с гелиевым ядром и углеродно-кислородным ядром .

Характеристики

Звезды с экстремальным гелием образуют подгруппу в более широкой категории звезд с дефицитом водорода . Последняя включает холодные углеродные звезды , такие как переменные типа R Coronae Borealis , богатые гелием звезды спектрального класса O или B, звезды Вольфа-Райе популяции I , звезды AM CVn , белые карлики спектрального типа WC и переходные звезды, такие как PG 1159. [ 1]

Первая известная экстремальная гелиевая звезда, HD 124448 , была открыта в 1942 году Дэниелом М. Поппером в обсерватории Макдональда около Форт-Дэвиса, штат Техас , США. Эта звезда не показала линий водорода в своем спектре, но сильные линии гелия, а также присутствие углерода и кислорода. [2] Вторая, PV Telescopii , была открыта в 1952 году, и класс переменных PV Telescopii все являются экстремальными гелиевыми звездами. К 1996 году было найдено в общей сложности 25 кандидатов. (Этот список был сужен до 21 к 2006 году.) [3] Общей характеристикой этих звезд является то, что отношение содержания углерода к гелию всегда находится в диапазоне от 0,3 до 1%. Это несмотря на широкий разброс других отношений содержания в звездах EHe. [4]

Известные экстремальные гелиевые звезды являются сверхгигантами, где водорода в 10 000 раз меньше или больше. Поверхностные температуры этих звезд находятся в диапазоне от 9 000 до 35 000 К. Они в основном состоят из гелия, а второй по распространенности элемент, углерод, образует около одного атома на 100 атомов гелия. Химический состав этих звезд подразумевает, что на каком-то этапе своей эволюции они подверглись как водородному, так и гелиевому горению . [3]

Теоретические модели

Для объяснения состава экстремально гелиевых звезд были предложены два возможных сценария. [3]

  1. Модель двойного вырождения (DD) объясняла, что звезды формируются в двойной системе, состоящей из меньшего гелиевого белого карлика и более массивного углеродно-кислородного белого карлика. Обе звезды прекратили вырабатывать энергию посредством ядерного синтеза и теперь были компактными объектами . Излучение гравитационного излучения привело к тому, что их орбиты начали распадаться, пока они не слились. Если объединенная масса не превысит предел Чандрасекара , гелий будет аккрецировать на карлика CO и воспламеняться, образуя сверхгигант. Позже он станет звездой EHe, прежде чем остынет и станет белым карликом. [3]
  2. Модель финальной вспышки (FF) предполагает, что звезда EHe может образоваться на поздней стадии эволюции звезды после того, как она покинула асимптотическую ветвь гигантов . По мере того, как звезда остывает, образуя белый карлик, гелий воспламеняется в оболочке вокруг ядра, заставляя внешние слои быстро расширяться. Если водород в этой оболочке израсходован, звезда становится дефицитной по водороду и сжимается, образуя EHe. [3]

Анализ распространенности элементов в семи звездах EHe согласуется с предсказаниями модели DD. [3]

Ссылки

  1. ^ Джеффери, CS; Хебер, U.; Хилл, PW; Дрейцлер, S.; Дриллинг, JS; Лоусон, WA; Лойенхаген, U.; Вернер, K. (28 августа – 1 сентября 1995 г.). «Каталог звезд с дефицитом водорода». В Jeffery, CS; Хебер, U. (ред.). Звезды с дефицитом водорода, Труды . Том 96. Бамберг, Германия: Серия конференций Астрономического общества Тихого океана (опубликовано в 1996 г.). Bibcode : 1996ASPC...96..471J.
  2. ↑ Поппер, Дэниел М. (июнь 1942 г.). «Спектр особого типа B». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 54 (319): 160–161. Bibcode : 1942PASP...54..160P. doi : 10.1086/125431 .
  3. ^ abcdef Панди, Гаджендра; Ламберт, Дэвид Л.; Джеффри, К. Саймон; Рао, Н. Камешвара (февраль 2006 г.). «Анализ ультрафиолетовых спектров экстремальных гелиевых звезд и новые подсказки к их происхождению». The Astrophysical Journal . 638 (1): 454–471. arXiv : astro-ph/0510161 . Bibcode :2006ApJ...638..454P. doi :10.1086/498674. S2CID  119359673.
  4. ^ Панди, Гаджендра; Камешвара Рао, Н.; Ламберт, Дэвид Л.; Джеффри, К. Саймон; Асплунд, Мартин (июль 2001 г.). «Анализ содержания холодных экстремальных гелиевых звезд». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 324 (4): 937–959. arXiv : astro-ph/0101518 . Bibcode : 2001MNRAS.324..937P. doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04371.x . S2CID  13468557.

Внешние ссылки