Helium blixt

En heliumblixt är den explosiva starten på den nukleära förbränningen av helium i en stjärna . Det uppstår om området där heliumförbränning sker inte kan svalna snabbt med ökande temperatur, och då leder uppvärmning till en ökning av hastigheten för kärnreaktioner , vilket leder till ännu större uppvärmning av ämnet. En heliumblixt påverkar den kemiska sammansättningen av en stjärna och i vissa fall dess struktur.

Vanligtvis betyder en heliumblixt början av heliumbränning i kärnorna av röda jättegrenstjärnor , vars materia befinner sig i ett tillstånd av degenererad gas , men andra typer av heliumblixtar kan förekomma i andra objekt, till exempel i skiktade källor till asymptotiska jätte grenstjärnor eller i vita dvärgar .

Egenskaper

En heliumblixt är början på förbränningen av helium i en stjärna, som sker explosivt och där en stor mängd energi frigörs på kort tid. Detta leder till en förändring i stjärnans kemiska sammansättning och kan leda till en förändring i strukturen [1] [2] .

En heliumblixt uppstår när det område av stjärnan där heliumförbränningen börjar inte kan svalna snabbt eftersom temperaturen ökar på grund av expansion, eftersom uppvärmning inte åtföljs av en ökning av trycket. I det här fallet ökar energin som frigörs under heliumförbränning temperaturen i denna region, vilket i sin tur ökar hastigheten för kärnreaktioner som involverar heliumkärnor och ökar kraften för energifrisättning. Sådana villkor uppfylls till exempel i ett ämne vars tryck upprätthålls av trycket från en degenererad gas , där trycket är nästan oberoende av temperatur och därför gasen inte expanderar [2] [3] [4] .

Heliumförbränning kännetecknas av det faktum att kraften för energifrigöring beror mycket starkt på temperaturen : om detta beroende approximeras av en effektlag , då för en temperatur i intervallet 1–2⋅10 8 K , värdet på indexet kommer att ändras från 19 till 40, därför, under en heliumblixt, sker ökningen av energifrisättning mycket snabbt [5] . I det allmänna fallet, i början av heliumförbränning, uppstår inte nödvändigtvis en blixt, till exempel om en ökning av reaktionshastigheten i något område åtföljs av dess expansion, vilket leder till en minskning av temperaturen, då är hydrostatisk jämvikt bibehålls och reaktionshastigheten slutar växa [4] . $P$ $T$ $P\propto T^{\nu},$ $\nu$

Typer av heliumblixtar

Heliumblixt i kärnan

Oftast betyder en heliumblixt starten av heliumbränning i kärnorna av röda jättegrenstjärnor med en degenererad kärna bestående av helium , där inga termonukleära reaktioner längre äger rum , eftersom väte redan har förbrukats, och temperaturen för start en trippel heliumreaktion är otillräcklig [1] . Betydande energifrisättning i trippelheliumreaktionen sker när densiteten i ämnet är ca 10 6 g/cm 3 och temperaturen är ca 8⋅10 7 K . Kärnans massa är praktiskt taget oberoende av stjärnans massa och är för närvarande 0,48–0,50 M ⊙ . Förbränningen av helium ökar kärnans temperatur, men på grund av materiens degenererade tillstånd ökar inte trycket i den, kärnan expanderar inte och kyls inte, temperaturökningen ökar hastigheten för energifrisättning, energiutsläpp ökar i sin tur temperaturen, medan processen utvecklas som en lavin, så helium blinkar [6] [7] .

Degenererade kärnor uppträder i ett visst skede av stjärnutvecklingen i stjärnor med en massa som är mindre än 2,3 M ⊙ , och i princip kan trippelheliumreaktionen inträffa endast i kärnor av stjärnor som är mer massiva än 0,5 M ⊙ - temperaturen i kärnorna av lättare stjärnor i något skede av deras utveckling är otillräckligt för att upprätthålla heliumförbränning, och därför uppstår en heliumblixt i stjärnornas kärnor endast i stjärnor i massintervallet 0,5–2,3 M ⊙ [6] . Mer massiva stjärnor kan ha en liknande process med kolförbränning - koldetonation [8] [7] .

Till en början växer energifrisättningen ganska långsamt - under en period av cirka flera hundra tusen år når kraften som frigörs av heliumkärnan cirka 1000 L ⊙ . Bara några år senare når kraften ett värde av storleksordningen 10 10 —10 11 L ⊙ , jämförbart med galaxernas ljusstyrka , och förblir på denna nivå i flera sekunder. En kraftig ökning av stjärnans ljusstyrka observeras inte i detta fall: energin som frigörs i heliumblixten i kärnan når inte stjärnans yta utan absorberas av de yttre lagren och kärnan, som värms upp till sådan grad att den upphör att vara degenererad, expanderar och svalnar. Reaktionshastigheten minskar, och på grund av kärnans expansion slutar väteskiktskällan för väteförbränning, som har flyttat till kallare områden, att generera energi under en kort tid. Förbränningen av helium fortsätter med en lägre intensitet - därmed fullbordas heliumblixten [9] [10] .

Efter heliumblixten expanderar kärnan, blir mindre tät och kallare än den var innan den. Energiutsläppet i vätelagerkällan visar sig vara mycket mindre än det var före utbrottet, så stjärnans totala energiutsläpp minskar. Som en konsekvens sjunker ljusstyrkan med ungefär en storleksordning, vilket innebär att strålningstrycket minskar , och därför komprimeras stjärnans yttre skal [11] [12] . Som ett resultat, under en period av cirka 10 4 år, rör sig stjärnan från toppen av den röda jättegrenen till den horisontella grenen [13] . Under denna process kan stjärnan också förlora en del av sin massa [14] [15] .

De centrala delarna av kärnan av en röd jätte grenstjärna avger neutriner i stora mängder, därför, innan en heliumblixt, uppnås den maximala temperaturen inte i mitten av stjärnan, utan på ett visst avstånd från den på grund av neutrinokylning . Det är där som heliumblixten inträffar, så efter det avlägsnas degenerationen endast från de yttre lagren, men inte från de inre. Tills tillståndsekvationen för stjärnans materia närmar sig tillståndsekvationen för en idealgas och helium inte brinner i mitten av stjärnan, uppstår flera svagare sekundära heliumblixtar - cirka 10 6 år går från början av det första till slutet av det sista, och på just denna tid, omvandlas cirka 5 % av heliumet i kärnan till kol [9] [10] .

Helium-lager blixt

En heliumlagerblixt uppstår i asymptotiska jättegrenstjärnor , som har en inert kärna som består av kol och syre . Deras kärna är omgiven av ett tunt skikt av helium , medan de yttre skikten är mestadels väte . Till en början brinner helium i en lagerkälla, men någon gång är heliumet uttömt, och vid gränsen mellan helium och väte börjar omvandlingen av väte till helium. Som ett resultat ökar heliumskiktets massa gradvis, och efter ett tag blir förhållandena i det lämpliga för heliumförbränning. Massan av heliumskalet som krävs för detta beror på kärnans massa: för en kärnmassa på 0,8 M ⊙ är den cirka 10 −3 M ⊙ , och minskar med ökande massa av kärnan [2] [16] .

I motsats till heliumblixten i kärnan är heliumlagret i detta fall inte degenererat, så det börjar expandera efter att reaktionerna har börjat. Men så länge heliumskiktet är tillräckligt tunt kyler expansionen det inte, utan värmer upp det. För att förklara detta kan vi överväga ett heliumskikt med en tjocklek vars inre gräns ligger på ett avstånd från stjärnans centrum, och det yttre är på ett avstånd At , där är lagrets konstanta massa, är dess densitet. Således är det möjligt att relatera de möjliga förändringarna av dessa kvantiteter under antagandet att de förblir oförändrade [16] [17] : $s,$ $r_{0}$ $r=r_{0}+s.$ ${\displaystyle s\ll r_{0))$ $m\propto \rho r_{0}^{2}s,$ $m$ $\rho$ $r_{0}$

{\frac {d\rho }{\rho }}=-{\frac {ds}{s}}=-{\frac {r}{s}}{\frac {dr}{r}} .

Trycket i heliumlagret bestäms av de yttre lagren, som stiger och faller när heliumlagret expanderar eller drar ihop sig. Därför kan tryckförändringen uttryckas genom expansion, och därmed genom förändringen i densitet [16] [17] : $P$

{\frac {dP}{P}}=-4{\frac {dr}{r}}=4{\frac {s}{r}}{\frac {d\rho }{\rho } }.

I vilket fall som helst har tillståndsekvationen för ett heliumlager följande form, där är temperatur och och är positiva konstanter [16] [17] : $T$ $\alfa$ $\beta$

{\frac {dP}{P}}=\alpha {\frac {d\rho }{\rho }}+\beta {\frac {dT}{T}}.

Om vi uttrycker förändringen i tryck i termer av förändringen i densitet, får vi [16] [17] :

{\frac {d\rho }{\rho }}\left(4{\frac {s}{r}}-\alpha \right)=\beta {\frac {dT}{T}}.

Således, om heliumskiktet är tillräckligt tunt och , så visar sig värdet inom parentes vara negativt. Detta innebär att expansionen av heliumskiktet och minskningen av dess densitet leder till en ökning av dess temperatur. I detta fall utvecklas heliumblixten och når en maximal effekt av ca 10 7 —10 8 L ⊙ . Utvidgningen av heliumskalet flyttar regionen där väte brinner ut till kallare och mindre täta delar av stjärnan, så väteförbränningen upphör, men efter slutet av heliumarkblixten fortsätter stabil heliumförbränning. Hela den beskrivna processen kallas även termisk pulsering och varar flera hundra år, under vilken man observerar ett tillfälligt fall i stjärnans ljusstyrka [2] [16] [17] . ${\textstyle 4{\frac {s}{r}}<\alpha }$

Efter en tid är helium uttömt och väte börjar brinna i stjärnan, vilket ökar heliumskiktets massa. När den når en viss massa upprepas heliumblixten - den kan inträffa upprepade gånger, tills vätet är helt slut på grund av termonukleära reaktioner och en stark stjärnvind . Därefter lämnar stjärnan den asymptotiska jättegrenen, krymper och blir en planetarisk nebulosa . Tidsintervallet mellan lagerutbrott beror på kärnans massa och kan uttryckas med formeln där uttryckt i år är i solmassor [2] [18] . $\Delta t$ $M_c$ $\lg \Delta t=7{,}55-4{,}5~M_{c},$ $\Delta t$ $M_c$

Heliumblixt i vita dvärgar och neutronstjärnor

En heliumblixt kan också uppstå hos en vit dvärg på vilken materia från en följeslagare ansamlas . Till exempel, om en heliumvit dvärg med en massa på mer än 0,6 M ⊙ bildas , utvecklas en heliumblixt i den, under vilken energi på cirka 10 44 J frigörs. I detta fall expanderar den vita dvärgmaterien och en Supernovaexplosion av typ I observeras . En blixt kan också inträffa om helium ansamlas på en kol-syrevit dvärg: när heliummassan är 0,1–0,3 M ⊙ uppstår en blixt, där den vita dvärgen kan antingen helt flyga isär eller överleva [2] [19] .

Om helium ansamlas på en neutronstjärna , kan periodiska heliumblixtar också förekomma i dess skal, och i det här fallet observeras neutronstjärnan som en burster [2] [20] .

Anteckningar

↑ 1 2 Baturin V. A., Mironova I. V. Heliumblixt i kärnan . Ordlista för Astronet . Hämtad 7 maj 2021. Arkiverad från originalet 7 maj 2021. (obestämd)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Heliumblixt . Encyclopedia of Physics and Technology . Hämtad 7 maj 2021. Arkiverad från originalet 8 maj 2021. (obestämd)
↑ Älskling D. Heliumblixt . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 7 maj 2021. Arkiverad från originalet 12 maj 2021. (obestämd)
↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , s. 148-149, 189-190.
↑ Kippenhahn et al., 2012 , s. 401-402.
↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , s. 141, 148, 161.
↑ 12 Karttunen et al., 2007 , sid. 250.
↑ Baturin V. A., Mironova I. V. Koldetonation . Ordlista för Astronet . Hämtad 8 maj 2021. Arkiverad från originalet 5 juni 2020. (obestämd)
↑ 1 2 Kippenhahn et al., 2012 , s. 401-407.
↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , s. 148-149.
↑ Heydari-Malayeri M. Heliumblixt . En etymologisk ordbok för astronomi och astrofysik . Hämtad 10 maj 2021. Arkiverad från originalet 10 maj 2021. (obestämd)
↑ Ciardullo R. Helium blixten . Penn State . Hämtad 10 maj 2021. Arkiverad från originalet 15 februari 2020. (obestämd)
↑ Samus N.N. Variabla stjärnor . 2.5. Variabler av typ RR Lyrae. OKPZ-typer: RRAB, RRC, RR(B) . Astronomiskt arv . Hämtad 7 maj 2021. Arkiverad från originalet 3 februari 2021. (obestämd)
↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 163-165.
↑ Karttunen et al., 2007 , sid. 249.
↑ 1 2 3 4 5 6 Salaris, Cassisi, 2005 , s. 189-193.
↑ 1 2 3 4 5 Kippenhahn et al., 2012 , s. 419-422.
↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 189-197.
↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 225-228.
↑ Bursters . Encyclopedia of Physics and Technology . Hämtad 8 maj 2021. Arkiverad från originalet 21 juli 2020. (obestämd)

Litteratur

Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5:e upplagan. - Berlin - Heidelberg - N. Y .: Springer , 2007. - 510 sid. — ISBN 978-3-540-34143-7 . Arkiverad 5 juni 2020 på Wayback Machine
Kippenhahn R., Weigert A., Weiss A. Stellar Structure and Evolution (engelska) . - Springer , 2012. - 606 sid. - ISBN 978-3-642-30304-3 .
Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations (engelska) . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - 338 sid. — ISBN 978-0-470-09219-X .

Stjärnor
Klassificering	Hyperjättar superjättar Ljusa jättar Jättar Underjättar Huvudsekvensstjärnor (dvärgar) underdvärgar vita dvärgar hyperhastighetsstjärnor variabla stjärnor
Substellära objekt	brun dvärg subbrun dvärg Planetar
Evolution	Bildning protostjärna Stjärna till huvudsekvens Huvudsekvens Underjättegren Röd jättegren horisontell gren röd förtjockning blå slinga Asymptotisk gren av jättar planetarisk nebulosa supernova vit dvärg blå dvärg neutronstjärna Svart hål
Nukleosyntes	Proton-proton cykel CNO-cykel helium blixt Trippel heliumreaktion Brinnande kol koldetonation neonbränning brinnande syre Silikonbränning s-process r-process p-process rp process alfaprocess
Strukturera	Kärna konvektiv zon strålningszon stjärnstämning Fotosfär Kromosfär krona Vind Ett magnetfält
Egenskaper	Absolut magnitud metallicitet Färgindex Rätt rörelse Spektralklass Effektiv temperatur
Relaterade begrepp	Helt svart kropp Hertzsprung-Russell diagram Stjärnföreningar stjärnsystem stjärnhopar planetsystem Fraunhofer linjer
Stjärnlistor	Den mest massiva Den största Den ljusaste med högsta ljusstyrka Den närmaste bruna dvärgar Egna namn på stjärnor