Hidrogénhiányos csillag
A hidrogénhiányos csillagok olyan csillagok , amelyek légkörében egyáltalán nem vagy csak kevés hidrogén található [2] . Ez egy meglehetősen ritka típusú világítótest, mivel az Univerzum legtöbb csillaga főként hidrogénből áll, amely részt vesz a csillagok nukleoszintézisében . Az ilyen csillagok hidrogénhiánya az öregedésükből vagy a belső szerkezet sajátosságából adódik.
Felfedezés
A felfedezés első előfeltételeit Edward Pigott tette meg 1797-ben. Észrevett egy jelentős változást az R Coronae Borealis (R CrB) csillag magnitúdójában [2] [3] .
1867-ben Charles Wolff és Georges Rayet szokatlan emissziós vonalmintázatot fedezett fel a Wolf-Rayet csillagokban .
Először 1891-ben Williamina Fleming fedezte fel a csillagokban a hidrogénhiányt [2] . Nagyon halvány hidrogénvonalakat vett észre a υ Sagittarii -n (υ Sgr), amelyek ugyanolyan intenzitásúak voltak, mint a további sötét vonalak [4] . 1906-ban Hans Ludendorff felfedezte, hogy a Balmer sorozatú spektrumvonalak hiányoznak az R CrB-ből [2] [5] .
Abban az időben azt hitték, hogy abszolút minden csillag tartalmaz hidrogént, mivel ez szükséges a csillag működéséhez; ezzel kapcsolatban a társadalom elutasította ezeket a megfigyeléseket. A csillagászok csak 1935-1940-ben, a speciális berendezések és képességek megjelenésével tudták hivatalosan bizonyítani a hidrogén hiányát az R CrB és υ Sgr csillagokban [2] . 1970 óta sok ilyen csillagot tanulmányoztak, és végül bebizonyosodott, hogy nem tartalmaznak hidrogént. Azóta a nagyszabású csillagkutatások nagyszámú olyan csillagot fedeztek fel, amelyekben kevés vagy egyáltalán nincs hidrogén. 2008-ig 2000 ilyen testet vizsgáltak [2] .
Osztályozások
Annak ellenére, hogy az ilyen típusú csillagok nagyon ritkák, a csillagászok 5 fő csoportra osztják ezeket a csillagokat: nagy tömegű vagy a fő sorozat feletti csillagok, kis tömegű szuperóriások , forró szubtörpék , bolygóködök központi csillagai és fehér törpék [2] . A széntartalom alapján más osztályozások is léteztek [6] .
Masszív csillagok
A Wolf-Rayet csillagok folytonos spektrumú fényes sávokat bocsátanak ki , amelyek ionizált atomokból , például héliumból származnak . Bár voltak viták, mégis arra a következtetésre jutottak, hogy ezek a csillagok hidrogénhiányosak [2] .
Kis tömegű szuperóriások
Ezt a típust az jellemzi, hogy a csillagok csak fejlődésük utolsó szakaszában mutatnak hidrogénhiányt. Például a fent már említett R CrB csillagok hidrogénhiányosak, de van még egy fontos különbségük - a fény változása; ez a fény néhány nap alatt öt magnitúdóval csökkenhet, és visszatérhet eredeti állapotába [6] .
Fehér törpék
A hidrogénhiányos fehér törpéket először Milton Humason és Fritz Zwicky fedezte fel 1947-ben, valamint Willem Leuthen 1952-ben [2] . Ezeknek a csillagoknak az a sajátossága, hogy nem hidrogénvonalaik vannak, hanem erős héliumelnyelési vonalaik; A HZ 43 egy példa egy ilyen csillagra. A korai ultraibolya mérések azt mutatták, hogy a csillag hőmérséklete meghaladta a 100 000 Kelvint, de a legújabb vizsgálatok szerint a hatékony hőmérséklet akár 50 400 fok is lehet [7] . A Canis AM-típusú csillagok kettős hidrogénhiányos fehér törpék, amelyek pályája tíz földi sugarú nagyságrendű.
Formáció
A tudósok úgy vélik, hogy a hidrogénhiányt a csillagok öregedése okozza; vagyis egy csillag egész életében a magfúzióban hidrogént használ, elnyeli [2] . A hidrogénrétegek viszont elkezdenek kifogyni, ami ennek hiányát okozza.
A részletes elméleti modellek még fejlesztés alatt állnak, mivel a csillagászok nem tudják pontosan megmondani, mi okozza a hidrogénhiányt [6] .
Például két elméletet terjesztettek elő az extrém héliumcsillagok kialakulásának magyarázatára . A teljes hélium fáklyás forgatókönyve egy csillag megközelítés, amelyben a hélium fáklya a hidrogén elnyelésére szolgál a csillag külső rétegéből. A kettős csillag forgatókönyve a következő: két fehér törpe közeledése gravitációs hullámokat okoz, ami a hidrogénatomok pusztulásához vezet [8] . Megfigyeléseknél a második lehetőség a legjobb [8] .
Vannak eredmények a csillagászok által a múlt században végzett számítógépes számításoknak [9] . Ezek alapján a hidrogénhiányos csillagok kialakulása a következő módokon történhet:
- Kis tömegű, legfeljebb 1,4 naptömegű csillagok esetében az evolúció a vörös óriás stádium után a csillag külső hidrogéntartalmú héjának felszabadulásával, és egy fehér törpe körül egy bolygóköd kialakulásával ér véget , amely héliumból és szén;
- Az 1,4-nél nagyobb, de 2 napelemnél kisebb csillagok esetében a csillag fejlődése „szénrobbanás” vagy „vasmag” szakaszával végződhet, mindkét esetben a héj a gyors felszabadulás következtében összetörik. energia, középen egy fehér vastörpe és más nehéz elemek maradnak;
- A 2 napelemes vagy annál nagyobb tömegű egyedi csillagok fejlődése a mag neutroncsillaggá való összeomlásával ér véget, és a 3 napnál nagyobb tömegű csillagok esetében – talán még „fekete lyukká is”. Ebben az esetben a héj 1000 km / s-ot meghaladó sebességgel szóródik, és egy kompakt tárgyat - neutroncsillagot vagy fekete lyukat - hagy maga után;
- A csillagok közvetlen közelében, amikor egy fejlődő csillag teljesen kitölti a Roche -lebenyét, az anyag ismétlődő átvitele egyik csillagról a másikra, és részlegesen - az űrben való szétszóródása (az úgynevezett Wolf-Rayet csillagok). Különböző kezdeti tömegek és csillagok közötti távolságok esetén a folyamat eltérő, de az eredmény kompakt objektumok is kialakul. A nehezebb csillag gyorsabban fejlődik, és röviddel azután, hogy tömegét átadja a szomszédnak, kis sűrűségű vörös óriássá válik, ritkított héliumhéjjal (a külső rétegekből származó hidrogént befogják vagy szétszórják az űrben). Az az idő, amely alatt a tömegátadás megtörténik, viszonylag rövid, ami megmagyarázza az ebben a pillanatban megfigyelt csillagok kis százalékát (Wolff-Rayet);
- A nagyon nagy tömegű, több mint 30 naptömegű csillagok a számítások szerint instabilak, és pulzáció esetén tömegüket addig ontják, amíg az kisebb lesz, mint 30 naptömeg.
Jegyzetek
- ↑ Kurtz, C. Aerts, J. Christensen-Dalsgaard, D. W. Asteroseismology. — Online-Ausg.. — Dordrecht: Springer, 2010. - P. 37. - ISBN 978-1-4020-5803-5 .
- ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Jeffery, C. Simon (2008). Klaus Werner és Thomas Rauch, szerk. Hidrogénhiányos csillagok: Bevezetés . Hidrogénhiányos csillagok ASP konferenciasorozat. 391 . San Francisco: Csendes-óceáni Csillagászati Társaság . pp. 3-16. Bibcode : 2008ASPC..391....3J .
- ↑ Pigott, E.; Englefield, HC A két állócsillag fényességének időszakos változásairól. Írta: Edward Pigott, Esq. Közli: Sir Henry C. Englefield, Bart. FR S (angol) // Philosophical Transactions of the Royal Society of London : folyóirat. - 1797. - január 1. ( 87. köt. ). - 133-141 . o . - doi : 10.1098/rstl.1797.0007 .
- ↑ Fleming, M. Különleges spektrumú csillagok // Astronomische Nachrichten : Journal . - Wiley-VCH , 1891. - 20. évf. 126. sz . 11 . - 165-166 . o . - doi : 10.1002/asna.18911261104 . - Iránykód .
- ↑ Ludendorff, H. Untersuchungen über die Spektren der Sterne R Coronae borealis, 12 Canum venaticorum und 72 Ophiuchi (német) // Astronomische Nachrichten : magazin. - Wiley-VCH , 1906. - Bd. 173. sz . 1 . - S. 1-6 . - doi : 10.1002/asna.19061730102 . — Iránykód .
- ↑ 1 2 3 Schonberner, D. (1996). CS Jeffery és U. Heber, szerk. Hidrogénhiányos csillagok: Bevezetés . Hidrogénhiányos csillagok Csendes-óceáni Astronomical Society of the Pacific Conference Series. 96 . San Francisco: Astronomical Society of the Pacific (ASP). pp. 433-442. Bibcode : 1996ASPC...96..433S .
- ↑ Dupuis, Jean; Vennes, Stephane; Chayer, Pierre; Hurwitz, Mark; Bowyer, Stuart. A Hot DA White Dwarf HZ 43 tulajdonságai Távoli ultraibolya [ITAL]ORFEUS[/ITAL]-[ITAL]SPAS II[/ITAL] megfigyelések alapján // The Astrophysical Journal : Journal. - IOP Publishing , 1998. - június 10. ( 500. kötet , 1. szám ). -P.L45 - L49 . - doi : 10.1086/311395 . - Iránykód .
- ↑ 1 2 Pandey, Gajendra; Lambert, David L.; Jeffery, C. Simon; Rao, N. Kameswara. Az extrém héliumcsillagok ultraibolya spektrumának elemzése és az eredetük új nyomai // The Astrophysical Journal : folyóirat. - IOP Publishing , 2006. - február 10. ( 638. kötet , 1. szám ). - P. 454-471 . - doi : 10.1086/498674 . - Iránykód .
- ↑ Rudolf Kippenhan. 100 milliárd nap. A csillagok születése, élete és halála. - Moszkva: Mir, 1989.
Linkek
- Jeffery, CS; Heber, U.; Hill, PW; Dreizler, S.; Fúrás, JS; Lawson, W. A.; Leuenhagen, U.; Werner, K. (1996). CS Jeffery és U. Heber, szerk. Hidrogénhiányos csillagok katalógusa . Hidrogénhiányos csillagok Csendes-óceáni Astronomical Society of the Pacific Conference Series. 96 . San Francisco: Astronomical Society of the Pacific (ASP). pp. 471-486. Bibcode : 1996ASPC...96..471J .