Екстремальна гелієва зоря
Екстремальна гелієва зоря (скорочено ЕГ) — надгігант малої маси, майже позбавлений водню, найпоширенішого хімічного елемента Всесвіту. Оскільки немає відомих умов, за яких зорі, позбавлені водню, можуть утворюватися з молекулярних хмар, існує теорія, що вони є продуктом злиття білих карликів з гелієвим ядром і вуглецево-кисневим ядром.
Властивості[ред. | ред. код]
Екстремальні гелієві зорі утворюють підгрупу в ширшій категорії зір з дефіцитом водню. Остання включає холодні вуглецеві зорі, як-от змінні типу R Північної Корони, багаті гелієм зорі спектрального класу O або B, зорі Вольфа — Райє населення I, зорі AM CVn, білі карлики спектрального типу WC і перехідні зорі, як-от PG 1159[1].
Перша відома екстремальна гелієва зоря, HD 124448, була відкрита у 1942 році Деніелом М. Поппером в обсерваторії Макдональда біля Форт-Девіса, штат Техас, США. У спектрі цієї зорі не було ліній водню, але сильні лінії гелію, а також присутність вуглецю та кисню[2]. Другий, PV Telescopii, був відкритий у 1952 році, і клас змінних типу PV Telescopii — це екстремальні гелієві зорі. До 1996 року було знайдено 25 кандидатів (у 2006 році цей список було звужено до 21)[3]. Загальною характеристикою цих зір є те, що співвідношення вмісту вуглецю та гелію завжди знаходиться в діапазоні від 0,3 до 1 %. Це незважаючи на широку варіацію інших співвідношень кількості у зорях ЕГ.[4]
Відомі екстремальні гелієві зорі є надгігантами, де нестача водню у 10 000 разів або більше. Температура поверхні цих зір коливається від 9 000 до 35 000 К. Вони переважно складаються з гелію, а другий за поширеністю елемент, вуглець, утворює приблизно один атом на 100 атомів гелію. Хімічний склад цих зір свідчить про те, що на певному етапі їх еволюції вони спалювали водень і гелій[3].
Теоретичні моделі[ред. | ред. код]
Для пояснення складу екстремальних гелієвих зір було запропоновано два можливі сценарії[3].
- Модель подвійного виродження (ПВ) пояснювала, що зорі формуються в подвійній системі, що складається з меншого гелієвого білого карлика та більш масивного вуглецево-кисневого білого карлика. Обидві зорі перестали виробляти енергію в результаті ядерного синтезу і тепер були компактними об'єктами. Випромінювання гравітаційного випромінювання спричинило розпад їх орбіти, поки вони не злилися. Якщо сукупна маса не перевищує межі Чандрасекара, гелій буде накопичуватися на карлику C-O і спалахне, утворюючи надгігант. Пізніше вона стане зорею ЕГ, а потім охолоне й стане білим карликом[3].
- Модель останнього спалаху (ОС) припустила, що зоря ЕГ може сформуватися як пізня стадія еволюції зорі після того, як вона залишила асимптотичну гілку гіганта . Коли зоря охолоджується, утворюючи білого карлика, гелій запалюється в оболонці навколо ядра, змушуючи зовнішні шари швидко розширюватися. Якщо водень у цій оболонці витрачається, зоря стає дефіцитною, і вона стискається, утворюючи ЕГ.[3].
Дослідження вмісту елементів у семи зорях ЕГ узгоджується з тим, що передбачено моделлю ПВ[3].
Список літератури[ред. | ред. код]
Посилання[ред. | ред. код]
- faulkes-telescope.com: «Екстремальні гелієві зорі»
- «Астрономи знаходять походження зір з екстремальним гелієм»
- К. Саймон Джеффрі: «Надзвичайні гелієві зорі: пульсація та еволюція», підозрюване основне джерело для використання.
| ||||||||||||||||||||
- ↑ . Bamberg, Germany.
{{cite conference}}: Пропущений або порожній|title=(довідка) - ↑ Popper, Daniel M. (June 1942). A Peculiar B-Type Spectrum. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54 (319): 160—161. Bibcode:1942PASP...54..160P. doi:10.1086/125431.
- ↑ а б в г д е Pandey, Gajendra; Lambert, David L.; Jeffery, C. Simon; Rao, N. Kameswara (February 2006). An Analysis of Ultraviolet Spectra of Extreme Helium Stars and New Clues to Their Origins. The Astrophysical Journal. 638 (1): 454—471. arXiv:astro-ph/0510161. Bibcode:2006ApJ...638..454P. doi:10.1086/498674.
- ↑ Pandey, Gajendra; Kameswara Rao, N.; Lambert, David L.; Jeffery, C. Simon; Asplund, Martin (July 2001). Abundance analyses of cool extreme helium stars. 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.