Extrem heliumstjärna

En extrem heliumstjärna  är en superjätte med låg massa (mindre än solens massa ) [1] , praktiskt taget saknar väte , det vanligaste kemiska elementet i universum . Eftersom förhållanden under vilka stjärnor utan väte kan bildas från molekylära moln är okända , antas det att sådana stjärnor är produkten av sammanslagning av vita dvärgar med helium- och kol-syrekärnor.

Egenskaper

Extrema heliumstjärnor bildar en undergrupp inom den bredare kategorin stjärnor med vätebrist . De senare inkluderar kalla kolstjärnor som R-korona R-variabeln , heliumrika stjärnor av O- eller B - spektraltyp , population Wolf-Rayet I - stjärnor, stjärnor av Hounds AM-typ , WC vita dvärgar och övergångsstjärnor som PG 1159 [2] .

Den första kända extrema heliumstjärnan, HD 124448 , upptäcktes 1942 av Daniel M. Popper vid US McDonald Observatory . Det fanns inga vätelinjer i denna stjärnas spektrum, men starka heliumlinjer observerades , såväl som närvaron av kol och syre [3] . En andra stjärna, PV Teleskopa , upptäcktes 1952, och 1996 hade totalt 25 kandidater hittats (2006 hade denna lista reducerats till 21). Ett vanligt kännetecken för dessa stjärnor är att överflödsförhållandet mellan kol och helium alltid ligger i intervallet från 0,3 till 1 %.

Kända extrema heliumstjärnor är superjättar med praktiskt taget inget väte i sin sammansättning. Yttemperaturen på dessa stjärnor sträcker sig från 9000-35000 K (8700-34700 °C). De består huvudsakligen av helium, och det näst vanligaste grundämnet, kol, är ungefär en atom per 100 heliumatomer. Den kemiska sammansättningen av dessa stjärnor tyder på att både väte och helium brändes i dem i något skede av deras utveckling.

Teoretiska modeller

Det finns två scenarier för att förklara sammansättningen av extrema heliumstjärnor [4] :

• Den dubbla degenerationsmodellen förklarar bildandet av stjärnor i ett binärt system som består av en heliumvit dvärg och en mer massiv kol-syrevit dvärg. Båda stjärnorna slutade generera energi genom kärnfusion och förvandlades till kompakta föremål. Frigörandet av gravitationsstrålning fick deras banor att minska tills objekten smälte samman. Om den kombinerade massan inte överskrider Chandrasekhar-gränsen kommer helium att ansluta sig till CO-dvärgen och antändas för att bilda en superjätte. Senare kommer den att förvandlas till en extrem heliumstjärna, och sedan svalna och bli en vit dvärg [4] [5] .
• Den finita bristningsmodellen antyder att en extrem heliumstjärna kan bildas sent i stjärnans utveckling efter att ha lämnat den asymptotiska jättegrenen . När stjärnan svalnar för att bilda en vit dvärg antänds heliumet i skalet runt kärnan, vilket gör att de yttre skikten expanderar snabbt. Om vätet i detta skal förbrukas har stjärnan brist på väte och krymper och bildar en extrem heliumstjärna [4] .

Studiet av förekomsten av grundämnen i sju extrema heliumstjärnor stämmer överens med de data som förutspås av den dubbla degenerationsmodellen [4] .

Anteckningar

1. ↑ Var kommer "extrema heliumstjärnor" ifrån | Astronomi i skolan . www.astro.websib.ru . Tillträdesdatum: 31 augusti 2021. (obestämd)
2. ↑ (PDF) En katalog över stjärnor med vätebrist  . ResearchGate . Tillträdesdatum: 31 augusti 2021.
3. ↑ Daniel M. Popper. A Peculiar B-Type Spectrum  // Publikationer från Astronomical Society of the Pacific. - 1942-06-01. - T. 54 . - S. 160 . — ISSN 0004-6280 . - doi : 10.1086/125431 .
4. ↑ 1 2 3 4 Gajendra Pandey, David L. Lambert, C. Simon Jeffery, N. Kameswara Rao. En analys av ultravioletta spektra av extrema heliumstjärnor och nya ledtrådar till deras  ursprung . - 2005-10-06.
5. ↑ Grani.Ru: Hemligheten bakom uppkomsten av extrema heliumstjärnor avslöjas . grani-ru-org.appspot.com . Tillträdesdatum: 31 augusti 2021. (obestämd)