Водорододефицитная звезда

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Born-again star region in an H-R diagram
Около 25% пост-АВГ звёзд с дефицитом водорода переживают фазу перерождения, перемещаясь между регионами пост-АВГ и АВГ в диаграмме Герцшпрунга — Рассела.[1]

Звезда с дефицитом водорода представляет собой тип звезды, которая не имеет в своей атмосфере водорода или его там малое количество[2]. Это достаточно редкий тип светил, так как большинство звёзд во Вселенной состоит преимущественно из водорода, который участвует в звёздном нуклеосинтезе. Дефицит водорода в подобных звёздах обусловлен их старением или особенностью внутреннего строения.

Открытие[править | править код]

Первые предпосылки к открытию были сделаны Эдуардом Пиготтом в 1797 году. Он заметил крупное изменение в звёздной величине звезды R Coronae Borealis (R CrB)[2][3].

A cosmic couple
Углеродная звезда U Жирафа. Фотография телескопа «Хаббл»

В 1867 году Шарль Вольф и Жорж Райе обнаружили необычную структуру эмиссионных линий у звёзд Вольфа—Райе.

Впервые дефицит водорода у звёзд был обнаружен в 1891 году Вильяминой Флеминг[2]. Она отметила очень слабые линии водорода у υ Стрельца (υ Sgr), которые имели ту же интенсивность, что и дополнительные темные линии[4]. В 1906 году Ганс Людендорф обнаружил, что спектральные линии серии Бальмера в R CrB отсутствовали[2][5].

В то время считалось, что абсолютно все звёзды содержат водород, так как он необходим для функционирования звезды; в связи с этим, общество отвергло данные наблюдения. Только лишь в 1935—1940 годах, с появлением специальной техники и возможностей, астрономы официально смогли доказать дефицит водорода у звёзд R CrB и υ Sgr[2]. Начиная с 1970 года многие из этих звёзд были изучены, и факт отсутствия в них водорода был окончательно подтверждён. С тех пор крупномасштабные звёздные исследования обнаружили большое количество звёзд с недостатком или отсутствием водорода. По состоянию на 2008 год, изучено 2000 подобных тел[2].

Классификации[править | править код]

Несмотря на то что данный тип звёзд очень редкий, астрономы делят эти звёзды на 5 основных групп: массивные звёзды или звёзды выше главной последовательности, сверхгиганты c малой массой, горячие субкарлики, центральные звёзды планетарных туманностей и белые карлики[2]. Были и другие варианты классификации, основанные на содержании углерода[6].

Массивные звёзды[править | править код]

Звёзды Вольфа—Райе излучают яркие полосы в непрерывных спектрах, которые происходят из ионизированных атомов, таких как гелий. Хотя были и некоторые споры, но всё же они привели к итогу, что данные звёзды являются водорододефицитными[2].

Низкомассивные сверхгиганты[править | править код]

Этот тип отличается тем, что у звёзд проявляется дефицит водорода только на последней стадии их эволюции. К примеру, уже упомянутые выше звёзды R CrB являются водорододефицитными, но у них есть и ещё одно важное отличие — вариация света; этот свет может уменьшаться на пять звёздных величин за несколько дней, и возвращаться обратно в исходное состояние[6].

Белые карлики[править | править код]

Впервые белые карлики с дефицитом водорода были обнаружены Милтоном Хьюмасоном и Фрицем Цвикки в 1947 году и Виллемом Лейтеном в 1952 году[2]. Особенность этих звёзд в том, что они не имеют линий водорода, но имеют довольно сильные линии поглощения гелия; HZ 43 — пример такой звезды. Ранние ультрафиолетовые измерения показали, что звезда имеет температуру более 100 000 кельвинов, но поздние исследования показали эффективную температуру до 50 400 градусов[7]. Звёзды типа AM Гончих Псов являются бинарными водороднодефицитными белыми карликами с орбитами размером порядка десяти земных радиусов.

Формирование[править | править код]

Учёные считают, что дефицит водорода вызван старением звёзд; то есть звезда за всю жизнь использует водород в ядерном синтезе, поглощая его[2]. В свою очередь, слои водорода начинают заканчиваться, что и вызывает его отсутствие.

Подробные теоретические модели всё ещё находятся на стадии разработки, так как астрономы не могут с точностью сказать, из-за чего возникает дефицит водорода[6].

Например, были выдвинуты две теории, объясняющие образование экстремальных гелиевых звёзд. Сценарий полной вспышки гелия представляет собой подход с одной звездой, в котором гелиевая вспышка служит для поглощения водорода из внешнего слоя звезды. Сценарий с двойной звездой представляет собой следующее: сближение двух белых карликов вызывает гравитационные волны, что и приводит к разрушению атомов водорода[8]. Для наблюдений лучшим является именно второй вариант[8].

Имеются результаты компьютерных расчётов, проведённых астрономами в прошлом веке[9]. Исходя из них, формирование водорододефицитных звёзд может идти следующими путями:

  • Для одиночных звёзд малой массы, до 1,4 солнечной, эволюция заканчивается после стадии красного гиганта сбросом внешних водородосодержащих оболочек звезды, и образованием планетарной туманности вокруг белого карлика, состоящего из гелия и углерода;
  • Для одиночных звёзд более 1,4, но меньше 2 солнечных, развитие звезды может заканчиваться стадией "углеродного взрыва" либо "железного ядра", в обоих случаях оболочка разлетается в результате бурного выделения энергии, оставляя в центре белый карлик из железа и других тяжёлых элементов;
  • Для одиночных звёзд массы 2 солнечные и более, развитие заканчивается коллапсом ядра в нейтронную звезду, а при массе более 3 солнечных - возможно даже, в "чёрную дыру". При этом оболочка разлетается со скоростями, превышающими 1000 км/с, оставляя компактный объект - нейтронную звезду или чёрную дыру;
  • При тесном соседстве звёзд, когда эволюционирующая звезда заполняет полностью свою полость Роша, происходит неоднократный перенос вещества от одной звезды к другой, а частично - распыление в пространстве (так называемые звёзды Вольфа-Райе). Для различных начальных масс и расстояния между звёздами процесс отличается, но результатом также является образование компактных объектов. Более тяжёлая звезда эволюционирует быстрее, и вскоре после передачи массы соседке представляет собой красный гигант низкой плотности с разреженной гелиевой оболочкой (водород из наружных слоёв захвачен либо рассеян в пространстве). Время, в течение которого происходит передача массы, относительно невелико, что объясняет малый процент наблюдаемых в этот момент звёзд (Вольфа-Райе);
  • Звёзды очень большой массы, более 30 солнечных, по результатам расчётов нестабильны, и при возникающих пульсациях сбрасывают массу, пока она не станет меньше 30 солнечных.

Примечания[править | править код]

  1. ↑ Kurtz, C. Aerts, J. Christensen-Dalsgaard, D.W. Asteroseismology. — Online-Ausg.. — Dordrecht: Springer[англ.], 2010. — С. 37. — ISBN 978-1-4020-5803-5.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Jeffery, C. Simon (2008). Klaus Werner and Thomas Rauch (ed.). Hydrogen-Deficient Stars: An Introduction. Hydrogen-Deficient Stars ASP Conference Series. Vol. 391. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. pp. 3—16. Bibcode:2008ASPC..391....3J.
  3. ↑ Pigott, E.; Englefield, H. C. On the Periodical Changes of Brightness of Two Fixed Stars. By Edward Pigott, Esq. Communicated by Sir Henry C. Englefield, Bart. F. R. S (англ.) // Philosophical Transactions of the Royal Society of London : journal. — 1797. — 1 January (vol. 87). — P. 133—141. — doi:10.1098/rstl.1797.0007.
  4. ↑ Fleming, M. Stars having peculiar spectra (англ.) // Astronomische Nachrichten : journal. — Wiley-VCH, 1891. — Vol. 126, no. 11. — P. 165—166. — doi:10.1002/asna.18911261104. — Bibcode: 1891AN....126..165P.
  5. ↑ Ludendorff, H. Untersuchungen über die Spektren der Sterne R Coronae borealis, 12 Canum venaticorum und 72 Ophiuchi (нем.) // Astronomische Nachrichten : magazin. — Wiley-VCH, 1906. — Bd. 173, Nr. 1. — S. 1—6. — doi:10.1002/asna.19061730102. — Bibcode: 1906AN....173....1L.
  6. ↑ 1 2 3 Schonberner, D. (1996). C. S. Jeffery and U. Heber (ed.). Hydrogen-Deficient Stars: An Introduction. Hydrogen deficient stars Astronomical Society of the Pacific Conference Series. Vol. 96. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific (ASP). pp. 433—442. Bibcode:1996ASPC...96..433S.
  7. ↑ Dupuis, Jean; Vennes, Stéphane; Chayer, Pierre; Hurwitz, Mark; Bowyer, Stuart. Properties of the Hot DA White Dwarf HZ 43 Based on Far-Ultraviolet [ITAL]ORFEUS[/ITAL]-[ITAL]SPAS II[/ITAL] Observations (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1998. — 10 June (vol. 500, no. 1). — P. L45—L49. — doi:10.1086/311395. — Bibcode: 1998ApJ...500L..45D.
  8. ↑ 1 2 Pandey, Gajendra; Lambert, David L.; Jeffery, C. Simon; Rao, N. Kameswara. An Analysis of Ultraviolet Spectra of Extreme Helium Stars and New Clues to Their Origins (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — 10 February (vol. 638, no. 1). — P. 454—471. — doi:10.1086/498674. — Bibcode: 2006ApJ...638..454P.
  9. ↑ Киппенхан Рудольф. 100 миллиардов солнц. Рождение, жизнь, и смерть звёзд. — Москва: Мир, 1989.

Ссылки[править | править код]

  • Jeffery, C. S.; Heber, U.; Hill, P. W.; Dreizler, S.; Drilling, J. S.; Lawson, W. A.; Leuenhagen, U.; Werner, K. (1996). C. S. Jeffery and U. Heber (ed.). A catalogue of hydrogen-deficient stars. Hydrogen deficient stars Astronomical Society of the Pacific Conference Series. Vol. 96. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific (ASP). pp. 471—486. Bibcode:1996ASPC...96..471J.{{cite conference}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Водорододефицитная_звезда&oldid=116391525