Эта статья входит в число добротных статей

Гелиевая вспышка

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Ге́лиевая вспы́шка — взрывообразное начало ядерного горения гелия в звезде. Она возникает, если область, где происходит горение гелия, не может быстро охлаждаться при увеличении температуры, и тогда нагрев приводит к увеличению скорости ядерных реакций, что приводит к ещё большему нагреву вещества. Гелиевая вспышка оказывает влияние на химический состав звезды, и, в некоторых случаях, на её структуру.

Обычно под гелиевой вспышкой подразумевают начало горения гелия в ядрах звёзд ветви красных гигантов, вещество которых находится в состоянии вырожденного газа, но гелиевые вспышки другого типа могут происходить в других объектах, например, в слоевых источниках звёзд асимптотической ветви гигантов или в белых карликах.

Характеристики[править | править код]

Гелиевая вспышка — начало горения гелия в звезде, которое происходит взрывообразно и при котором за короткий срок выделяется большое количество энергии. Это приводит к изменению химического состава звезды и может приводить к изменению структуры[1][2].

Гелиевая вспышка происходит в случае, если область звезды, где начинается горение гелия, не может быстро охладиться при увеличении температуры из-за расширения, так как нагрев не сопровождается увеличением давления. В этом случае энергия, выделяемая при горении гелия, увеличивает температуру в этой области, что, в свою очередь, повышает темп ядерных реакций с участием ядер гелия и увеличивает мощность энерговыделения. Такие условия выполняются, например, в веществе, давление которого поддерживается давлением вырожденного газа, в котором давление почти не зависит от температуры и поэтому не происходит расширение газа[2][3][4].

Горения гелия характерно тем, что мощность энерговыделения очень сильно зависит от температуры : если аппроксимировать эту зависимость степенным законом то для температуры в диапазоне 1—2⋅108 K величина показателя будет изменяться от 19 до 40, поэтому при гелиевой вспышке рост энерговыделения происходит очень быстро[5]. В общем случае при начале горения гелия не обязательно происходит вспышка, например, если повышение темпа реакций в какой-то области сопровождается её расширением, приводящим к понижению температуры, то гидростатическое равновесие сохраняется и скорость реакции перестаёт расти[4].

Виды гелиевых вспышек[править | править код]

Гелиевая вспышка в ядре[править | править код]

Зависимость давления от температуры для вырожденного и идеального газов

Чаще всего под гелиевой вспышкой подразумевается начало горения гелия в ядрах звёзд ветви красных гигантов с вырожденным ядром, состоящим из гелия, в котором уже не идут никакие термоядерные реакции, так как водород уже исчерпан, а температура для начала тройной гелиевой реакции недостаточна[1]. Существенное энерговыделение в тройной гелиевой реакции наступает, когда плотность в веществе составляет около 106 г/см3, а температура — около 8⋅107 K. Масса ядра, практически не зависит от массы звезды и в этот момент составляет 0,48—0,50 M. Горение гелия повышает температуру ядра, но из-за вырожденного состояния вещества в нём давление не увеличивается, ядро не расширяется и не охлаждается, нарастание температуры увеличивает скорость энерговыделения, энерговыделение в свою очередь увеличивает температуру, при этом процесс развивается лавинообразно, поэтому происходит гелиевая вспышка[6][7].

Вырожденные ядра возникают на определённом этапе звёздной эволюции в звёздах с массой менее 2,3 M, а принципиально тройная гелиевая реакция может происходить только в ядрах звёзд массивнее 0,5 M — температура в ядрах более легких звезд на любом этапе их эволюции недостаточна для поддержания горения гелия, и поэтому гелиевая вспышка в ядрах звёзд происходит только у звёзд в диапазоне масс 0,5—2,3 M[6]. У более массивных звёзд может происходить аналогичный процесс с горением углерода — углеродная детонация[8][7].

Поначалу энерговыделение растёт довольно медленно — за срок порядка нескольких сотен тысяч лет мощность, выделяемая гелиевым ядром, достигает приблизительно 1000 L. Всего через несколько лет после этого мощность доходит до величины порядка 1010—1011 L, сравнимой со светимостью галактик, и держится на таком уровне несколько секунд. Резкого повышения светимости звезды при этом не наблюдается: энергия, выделяемая в гелиевой вспышке в ядре, не доходит до поверхности звезды, а поглощается внешними слоями и ядром, которое разогревается до такой степени, что перестаёт быть вырожденным, расширяется и охлаждается. Темп реакций понижается, а из-за расширения ядра водородный слоевой источник водородного горения, переместившийся в более холодные области, на короткий срок прекращает вырабатывать энергию. Горение гелия продолжается с меньшей интенсивностью — таким образом, гелиевая вспышка завершается[9][10].

После гелиевой вспышки ядро увеличивается, становится менее плотным и более холодным, чем было до неё. Энерговыделение в водородном слоевом источнике оказывается значительно меньше, чем было до вспышки, поэтому общее энерговыделение звезды уменьшается. Как следствие, светимость падает приблизительно на порядок, что означает уменьшение давления излучения, и поэтому внешние оболочки звезды сжимаются[11][12]. В результате за срок около 104 лет звезда переходит с вершины ветви красных гигантов на горизонтальную ветвь[13]. В ходе этого процесса звезда также может потерять часть массы[14][15].

Центральные части ядра звёзды ветви красных гигантов испускают нейтрино в большом количестве, следовательно, перед гелиевой вспышкой максимальная температура достигается не в самом центре звезды, а на определённом расстоянии от него из-за нейтринного охлаждения. Именно там гелиевая вспышка и случается, поэтому после неё вырождение снимается только с внешних слоёв, но не с внутренних. До тех пор, пока уравнение состояния вещества звезды не становится близким к уравнению состояния идеального газа, а горение гелия не происходит в центре звезды, происходит ещё несколько более слабых, вторичных гелиевых вспышек — от начала первой до окончания последней проходит около 106 лет, а всего за это время около 5 % гелия в ядре превращается в углерод[9][10].

Слоевая гелиевая вспышка[править | править код]

Изменение параметров звезды в результате тепловых пульсаций

Слоевая гелиевая вспышка случается у звёзд асимптотической ветви гигантов, которые имеют инертное ядро, состоящее из углерода и кислорода. Их ядро окружено тонким слоем гелия, а внешние слои состоят в основном из водорода. Изначально происходит горение гелия в слоевом источнике, но в какой-то момент гелий исчерпывается, а на границе гелия и водорода начинает идти превращение водорода в гелий. В результате масса слоя гелия постепенно увеличивается, и через некоторое время условия в нём становятся подходящими для горения гелия. Необходимая для этого масса гелиевой оболочки зависит от массы ядра: при массе ядра в 0,8 M она составляет около 10−3 M, и уменьшается с увеличением массы ядра[2][16].

В отличие от гелиевой вспышки в ядре, в данном случае слой гелия не вырожден, поэтому начинает расширяться после начала реакций. Однако пока слой гелия достаточно тонкий, расширение приводит не к его охлаждению, а к нагреванию. Для объяснения этого можно рассмотреть слой гелия толщиной внутренняя граница которого находится на расстоянии от центра звезды, а внешняя ― на расстоянии При можно выразить где ― неизменная масса слоя, ― его плотность. Таким образом, можно связать возможные изменения этих величин в предположении, что остаётся неизменным[16][17]:

Давление в слое гелия определяется внешними слоями, которые поднимаются и опускаются вместе с расширением или сжатием слоя гелия. Поэтому изменение давления может быть выражено через расширение, а значит, и через изменение плотности[16][17]:

Уравнение состояния для слоя гелия в любом случае имеет следующий вид, где ― температура, а и ― положительные константы[16][17]:

Если выразить изменение давления через изменение плотности, получится[16][17]:

Таким образом, если слой гелия достаточно тонкий и , то значение в скобках оказывается отрицательным. Это значит, что расширение слоя гелия и уменьшение его плотности приводит к увеличению его температуры. В этом случае гелиевая вспышка развивается и достигает максимальной мощности около 107—108 L. Расширение гелиевой оболочки перемещает область, где сгорает водород, в более холодные и менее плотные части звезды, поэтому горение водорода прекращается, но после окончания слоевой гелиевой вспышки продолжается стабильное горение гелия. Весь описанный процесс также называется тепловой пульсацией (англ. thermal pulse) и длится несколько сотен лет, при нём наблюдается временное падение светимости звезды[2][16][17].

Через некоторое время гелий исчерпывается и в звезде начинает сгорать водород, увеличивая массу слоя гелия. Когда тот достигает определённой массы, гелиевая вспышка повторяется ― она может происходить многократно, до тех пор, пока водород полностью не исчерпывается из-за термоядерных реакций и сильного звёздного ветра. После этого звезда покидает асимптотическую ветвь гигантов, сжимается и становится планетарной туманностью. Интервал времени между слоевыми вспышками зависит от массы ядра и может быть выражен формулой где выражено в годах, ― в массах Солнца[2][18].

Гелиевая вспышка в белых карликах и нейтронных звёздах[править | править код]

Гелиевая вспышка также может произойти в белом карлике, на который аккрецирует вещество звезды-компаньона. Например, если образуется гелиевый белый карлик с массой более 0,6 M, то в нём развивается гелиевая вспышка, при которой выделяется энергия около 1044 Дж. При этом происходит разлёт вещества белого карлика и наблюдается взрыв сверхновой типа I. Также вспышка может случиться, если происходит аккреция гелия на углеродно-кислородный белый карлик: когда масса гелия составляет 0,1—0,3 M, происходит вспышка, при которой белый карлик может как полностью разлететься, так и уцелеть[2][19].

Если происходит аккреция гелия на нейтронную звезду, то в её оболочке также могут случаться периодические гелиевые вспышки, и в таком случае нейтронная звезда наблюдается как барстер[2][20].

Примечания[править | править код]

  1. 1 2 Батурин В. А., Миронова И. В. Гелиевая вспышка в ядре. Глоссарий Астронет. Дата обращения: 7 мая 2021.
  2. 1 2 3 4 5 6 7 Гелиевая вспышка. Энциклопедия физики и техники. Дата обращения: 7 мая 2021.
  3. Darling D. Helium flash. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 7 мая 2021.
  4. 1 2 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 148—149, 189—190.
  5. Kippenhahn et al., 2012, pp. 401—402.
  6. 1 2 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 141, 148, 161.
  7. 1 2 Karttunen et al., 2007, p. 250.
  8. Батурин В. А., Миронова И. В. Углеродная детонация. Глоссарий Астронет. Дата обращения: 8 мая 2021.
  9. 1 2 Kippenhahn et al., 2012, pp. 401—407.
  10. 1 2 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 148—149.
  11. Heydari-Malayeri M. Helium flash. An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics. Дата обращения: 10 мая 2021.
  12. Ciardullo R. The Helium Flash. Penn State.
  13. Самусь Н. Н. Переменные звезды. 2.5. Переменные типа RR Лиры. Типы по ОКПЗ: RRAB, RRC, RR(B). Астрономическое наследие. Дата обращения: 7 мая 2021.
  14. Salaris, Cassisi, 2005, pp. 163—165.
  15. Karttunen et al., 2007, p. 249.
  16. 1 2 3 4 5 6 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 189—193.
  17. 1 2 3 4 5 Kippenhahn et al., 2012, pp. 419—422.
  18. Salaris, Cassisi, 2005, pp. 189—197.
  19. Salaris, Cassisi, 2005, pp. 225—228.
  20. Барстеры. Энциклопедия физики и техники. Дата обращения: 8 мая 2021.

Литература[править | править код]