Экстремальная гелиевая звезда - Extreme helium star
Крайние гелиевая звезда (сокращенно Ehe ), или переменная PV Telescopii , является малой массой сверхгиганта , что почти лишен водород , наиболее распространенным химический элемент из Вселенной . Поскольку нет никаких известных условий, при которых звезды, лишенные водорода, могут образовываться из молекулярных облаков , предполагается, что они являются продуктом слияния белых карликов с гелиевым и углеродно-кислородным ядрами .
Свойства
Крайние гелиевые звезды образуют подгруппу в более широкой категории звезд с дефицитом водорода . Последнее включает в себя прохладный углерода звезды , такие как R северная корона переменных , гелийсодержащих спектрального класса O или B звезд, населения я Вольфа-Райе звезд , звезды AM CVN , белые карлики спектрального типа WC и перехода звезды , как PG 1159 .
Первая известная гелиевая звезда HD 124448 была открыта в 1942 году Дэниелом М. Поппером в обсерватории Макдональда недалеко от Форт-Дэвис, штат Техас , США. Эта звезда не показала в своем спектре линий водорода, но имела сильные линии гелия, а также присутствие углерода и кислорода. Второй, PV Telescopii , был открыт в 1952 году, и к 1996 году было найдено 25 кандидатов. (К 2006 году этот список был сужен до 21). Общей характеристикой этих звезд является то, что соотношение содержания углерода и гелия всегда находится в диапазоне от 0,3 до 1%. И это несмотря на большой разброс других соотношений содержаний у звезд EHe.
Известные экстремальные гелиевые звезды - это сверхгиганты, в которых водород недостаточен в 10 000 и более раз. Температуры поверхности этих звезд колеблются в пределах 9 000–35 000 К. Они в основном состоят из гелия со вторым по распространенности элементом, углеродом, составляющим примерно один атом на 100 атомов гелия. Химический состав этих звезд предполагает, что на каком-то этапе своей эволюции они подверглись сжиганию как водорода, так и гелия .
Теоретические модели
Было предложено два возможных сценария для объяснения состава экстремальных гелиевых звезд.
- Модель с двойным вырождением (DD) объясняет, что звезды образуются в двойной системе, состоящей из меньшего гелиевого белого карлика и более массивного углеродно-кислородного белого карлика. Обе звезды перестали производить энергию посредством ядерного синтеза и теперь были компактными объектами . Излучение гравитационного излучения заставило их орбиту распадаться, пока они не слились. Если общая масса не превышает предел Чандрасекара , гелий аккрецирует на карлике CO и воспламеняется, образуя сверхгигант. Позже она станет звездой EHe, а затем остынет до белого карлика.
- Модель финальной вспышки (FF) предполагает, что звезда EHe могла образоваться на поздней стадии эволюции звезды после того, как она покинула асимптотическую ветвь гигантов . Когда звезда остывает, образуя белый карлик, гелий воспламеняется в оболочке вокруг ядра, вызывая быстрое расширение внешних слоев. Если водород в этой оболочке потребляется, звезда становится дефицитной по водороду, и она сжимается, образуя EHe.
Изучение содержания элементов семи звезд EHe согласилось с предсказаниями модели DD.