Ekstrem heliumstjerne

En ekstrem heliumstjerne  er en supergigant med lav masse (mindre end Solens masse ) [1] , praktisk talt uden brint , det mest almindelige kemiske grundstof i universet . Da de betingelser, under hvilke stjerner uden brint kunne dannes fra molekylære skyer , er ukendte , antages det, at sådanne stjerner er et produkt af sammensmeltningen af ​​hvide dværge med helium og kulstof-ilt-kerner.

Egenskaber

Ekstreme heliumstjerner danner en undergruppe inden for den bredere kategori af stjerner med brintmangel . Sidstnævnte inkluderer kolde kulstofstjerner som R-corona R-variablen , helium-rige stjerner af O- eller B - spektraltypen , populationsstjerner af Wolf-Rayet I , stjerner af Hounds AM-typen , WC hvide dværge og stjerner af overgangstypen såsom PG 1159 [2] .

Den første kendte ekstreme heliumstjerne, HD 124448 , blev opdaget i 1942 af Daniel M. Popper ved det amerikanske McDonald Observatory . Der var ingen brintlinjer i denne stjernes spektrum, men der blev observeret stærke heliumlinjer samt tilstedeværelsen af ​​kulstof og ilt [3] . En anden stjerne, PV Teleskopa , blev opdaget i 1952, og i 1996 var der fundet i alt 25 kandidater (i 2006 var denne liste blevet reduceret til 21). Et fælles kendetegn for disse stjerner er, at overflodsforholdet mellem kulstof og helium altid er i området fra 0,3 til 1%.

Kendte ekstreme heliumstjerner er supergiganter med praktisk talt ingen brint i deres sammensætning. Overfladetemperaturen på disse stjerner varierer fra 9000-35000 K (8700-34700 °C). De består primært af helium, og det næstmest udbredte grundstof, kulstof, er omkring et atom pr. 100 heliumatomer. Den kemiske sammensætning af disse stjerner tyder på, at der på et eller andet tidspunkt i deres udvikling brændte både brint og helium i dem.

Teoretiske modeller

Der er to scenarier til at forklare sammensætningen af ​​ekstreme heliumstjerner [4] :

• Den dobbelte degenerationsmodel forklarer dannelsen af ​​stjerner i et binært system bestående af en heliumhvid dværg og en mere massiv kulstof-ilt hvid dværg. Begge stjerner holdt op med at generere energi gennem kernefusion og blev til kompakte objekter. Frigivelsen af ​​gravitationsstråling fik deres baner til at falde, indtil objekterne smeltede sammen. Hvis den kombinerede masse ikke overstiger Chandrasekhar-grænsen , vil helium slutte sig til CO-dværgen og antændes for at danne en supergigant. Senere vil den blive til en ekstrem heliumstjerne, og derefter køle ned og blive en hvid dværg [4] [5] .
• Den endelige burst-model antyder, at en ekstrem heliumstjerne kan dannes sent i stjernens udvikling efter at have forladt den asymptotiske kæmpegren . Når stjernen afkøles til en hvid dværg, antændes helium i skallen omkring kernen, hvilket får de ydre lag til at udvide sig hurtigt. Hvis brinten i denne skal forbruges, har stjernen mangel på brint og krymper og danner en ekstrem heliumstjerne [4] .

Undersøgelsen af ​​forekomsten af ​​grundstoffer i syv ekstreme heliumstjerner er i overensstemmelse med dataene forudsagt af den dobbelte degenerationsmodel [4] .

Noter

1. ↑ Hvor kommer "ekstreme heliumstjerner" fra | Astronomi i skolen . www.astro.websib.ru . Dato for adgang: 31. august 2021. (ubestemt)
2. ↑ (PDF) Et katalog over stjerner med brintmangel  . ResearchGate . Dato for adgang: 31. august 2021.
3. ↑ Daniel M. Popper. A Peculiar B-Type Spectrum  // Publications of the 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 analyse af ultraviolette spektre af ekstreme heliumstjerner og nye spor til deres  oprindelse . - 2005-10-06.
5. ↑ Grani.Ru: Hemmeligheden bag oprindelsen af ​​ekstreme heliumstjerner afsløres . grani-ru-org.appspot.com . Dato for adgang: 31. august 2021. (ubestemt)