Extrémní hvězda hélia - Extreme helium star

Extrémní helium hvězda (zkráceně ehe ) nebo PV Telescopii proměnná , je nízká hmotnost, nadobr která je téměř bez vodíku , nejčastější chemický prvek z vesmíru . Vzhledem k tomu, že nejsou známy žádné podmínky, kdy by hvězdy bez vodíku mohly vznikat z molekulárních mraků , předpokládá se, že jsou výsledkem sloučení bílých trpaslíků jádra helium a uhlík-kyslík .

Vlastnosti

Hvězdy extrémního hélia tvoří podskupinu v širší kategorii hvězd s nedostatkem vodíku . Ta zahrnuje chladné uhlíku hvězdy jako R koróny Borealis proměnné , heliový spektrální třídy O nebo B hvězdy, populace I Vlk-Rayet hvězdy , hvězdy AM CVN , bílá převyšuje spektrálního typu WC a přechodové hvězdy jako PG 1159 .

První známá extrémní heliová hvězda, HD 124448 , byla objevena v roce 1942 Danielem M. Popperem na observatoři McDonald poblíž Fort Davis v Texasu ve Spojených státech. Tato hvězda nevykazovala ve svém spektru žádné linie vodíku, ale silné linie helia a také přítomnost uhlíku a kyslíku. Druhý, PV Telescopii , byl objeven v roce 1952 a do roku 1996 bylo nalezeno celkem 25 kandidátů. (Tento seznam se do roku 2006 zúžil na 21). Společnou charakteristikou těchto hvězd je, že poměr hojnosti uhlíku k heliu je vždy v rozmezí 0,3 až 1%. A to i přes velké variace jiných poměrů hojnosti ve hvězdách EHe.

Známé hvězdy extrémního hélia jsou supergianty, kde je vodík nedostatečný o faktor 10 000 nebo více. Povrchové teploty těchto hvězd se pohybují v rozmezí 9 000–35 000 K. Jsou primárně složeny z helia, přičemž druhý nejhojnější prvek je uhlík, který tvoří asi jeden atom na 100 atomů helia. Chemické složení těchto hvězd naznačuje, že v určité fázi svého vývoje prošly jak spalováním vodíku, tak hélia .

Teoretické modely

Byly navrženy dva možné scénáře vysvětlující složení hvězd extrémního hélia.

  1. Model s dvojitým degenerováním (DD) vysvětlil vznik hvězd v binární soustavě sestávající z menšího bílého trpaslíka helia a masivnějšího bílého trpaslíka uhlík-kyslík. Obě hvězdy přestaly vyrábět energii jadernou fúzí a nyní z nich byly kompaktní objekty . Emise gravitačního záření způsobila, že se jejich dráha rozpadla, dokud se nespojily. Pokud kombinovaná hmota nepřekročí limit Chandrasekhar , helium narůstá na trpaslíka CO a vznítí se a vytvoří superobra. Později se to stane hvězdou EHe, než se ochladí a stane se z něj bílý trpaslík.
  2. Model final-flash (FF) naznačuje, že hvězda EHe by se mohla vytvořit jako pozdní vývojový stupeň hvězdy poté, co opustila asymptotickou obrovskou větev . Když se hvězda ochlazuje a vytvoří bílého trpaslíka, helium se vznítí ve skořápce kolem jádra, což způsobí, že vnější vrstvy rychle expandují. Pokud je vodík v této obálce spotřebován, hvězda má nedostatek vodíku a smršťuje se za vzniku EHe.

Zkoumání hojnosti prvků od sedmi hvězd EHe souhlasilo s těmi, které předpověděl model DD.

Reference

externí odkazy