Гелиевая вспышка
Гелиевая вспышка — это очень кратковременный термический безудержный ядерный синтез большого количества гелия в углерод посредством процесса тройного альфа в ядре звезд малой массы (от 0,8 солнечных масс ( M ☉ ) до 2,0 M ☉). [1] ) во время фазы красного гиганта . произойдет По прогнозам, на Солнце вспышка через 1,2 миллиарда лет после того, как оно покинет главную последовательность . Гораздо более редкий процесс неуправляемого синтеза гелия также может происходить на поверхности аккрецирующих звезд белых карликов .
Звезды малой массы не производят достаточного гравитационного давления, чтобы инициировать нормальный синтез гелия. По мере того, как водород в ядре исчерпывается, часть оставшегося гелия вместо этого уплотняется в вырожденную материю , противодействующую гравитационному коллапсу , поддерживаемую квантово-механическим давлением, а не тепловым давлением . Последующий синтез водородной оболочки еще больше увеличивает массу ядра, пока оно не достигнет температуры примерно 100 миллионов Кельвинов , что достаточно горячо, чтобы инициировать синтез гелия (или «горение гелия») в ядре.
Однако фундаментальное качество вырожденной материи состоит в том, что повышение температуры не приводит к увеличению давления материи до тех пор, пока тепловое давление не станет настолько высоким, что превысит давление вырождения. В звездах главной последовательности тепловое расширение регулирует температуру ядра, но в вырожденных ядрах этого не происходит. Синтез гелия увеличивает температуру, что увеличивает скорость термоядерного синтеза, что еще больше увеличивает температуру неконтролируемой реакции, которая быстро охватывает все ядро. Это вызывает вспышку очень интенсивного синтеза гелия, которая длится всего несколько минут. [2] но за это время производит энергию со скоростью, сравнимой со скоростью всей галактики Млечный Путь . [2]
В случае обычных звезд малой массы огромное выделение энергии приводит к тому, что большая часть ядра выходит из состояния вырождения, позволяя ему термически расширяться. На это уходит большая часть всей энергии, выделяемой при гелиевой вспышке. [2] и любая оставшаяся энергия поглощается верхними слоями звезды. Таким образом, гелиевая вспышка в большинстве случаев не обнаруживается наблюдениями и описывается исключительно астрофизическими моделями. После расширения и охлаждения ядра поверхность звезды быстро охлаждается и сжимается всего за 10 000 лет, пока ее радиус и светимость не составят примерно 2% от ее прежнего радиуса и светимости. Подсчитано, что электронно-вырожденное гелиевое ядро весит около 40% массы звезды и что 6% ядра превращается в углерод. [2]
Красные гиганты [ править ]
Во время красного гиганта фазы звездной эволюции в звездах с размером менее 2,0 M ☉ ядерный синтез водорода прекращается в ядре по мере его истощения, оставляя ядро, богатое гелием. В то время как синтез водорода продолжается в оболочке звезды, вызывая продолжение накопления гелия в ядре, делая ядро более плотным, температура все еще не может достичь уровня, необходимого для синтеза гелия, как это происходит в более массивных звездах. Таким образом, теплового давления термоядерного синтеза уже недостаточно, чтобы противостоять гравитационному коллапсу и создать гидростатическое равновесие, присущее большинству звезд. Это приводит к тому, что звезда начинает сжиматься и нагреваться до тех пор, пока она в конечном итоге не станет достаточно сжатой, чтобы гелиевое ядро превратилось в выродившуюся материю . Этого давления вырождения, наконец, достаточно, чтобы остановить дальнейшее разрушение самого центрального материала, но остальная часть ядра продолжает сжиматься, и температура продолжает расти, пока не достигнет точки ( ≈1 × 10 8 К ), при котором гелий может воспламениться и начать плавиться. [4] [5] [6]
Взрывной характер гелиевой вспышки обусловлен тем, что она происходит в вырожденной материи. Как только температура достигает 100–200 миллионов Кельвинов и начинается синтез гелия с использованием процесса тройного альфа , температура быстро увеличивается, что еще больше увеличивает скорость синтеза гелия и, поскольку вырожденное вещество является хорошим проводником тепла , расширяет область реакции.
Однако, поскольку давление вырождения (которое является чисто функцией плотности) доминирует над тепловым давлением (пропорциональным произведению плотности и температуры), общее давление лишь слабо зависит от температуры. Таким образом, резкое повышение температуры вызывает лишь незначительное повышение давления, поэтому стабилизирующего охлаждающего расширения активной зоны не происходит.
Эта безудержная реакция быстро возрастает примерно до 100 миллиардов раз по сравнению с обычным производством энергии звездой (в течение нескольких секунд), пока температура не увеличится до такой степени, что тепловое давление снова станет доминирующим, устраняя вырождение. Затем ядро сможет расшириться и остыть, и стабильное горение гелия продолжится. [7]
Звезда с массой более 2,25 M ☉ начинает сжигать гелий без вырождения своего ядра и поэтому не демонстрирует такого типа гелиевой вспышки. В звездах с очень малой массой (менее 0,5 M ☉ ) ядро никогда не бывает достаточно горячим, чтобы воспламенить гелий. Вырожденное гелиевое ядро будет продолжать сжиматься и в конце концов станет гелиевым белым карликом .
Гелиевую вспышку невозможно наблюдать непосредственно на поверхности посредством электромагнитного излучения. Вспышка происходит в ядре глубоко внутри звезды, и конечный эффект будет заключаться в том, что вся высвободившаяся энергия будет поглощена всем ядром, в результате чего вырожденное состояние станет невырожденным. Более ранние расчеты показали, что в некоторых случаях возможна неразрушающая потеря массы. [8] но более позднее моделирование звезд с учетом потери энергии нейтрино не выявило такой потери массы. [9] [10]
По оценкам, в звезде с массой в одну солнечную вспышка гелия высвобождает около 5 × 10 41 Дж , [11] или около 0,3% энерговыделения 1,5 × 10 44 J Сверхновая типа Ia , [12] которое инициируется аналогичным воспламенением синтеза углерода в углеродно-кислородном белом карлике.
Двойные белые карлики [ править ]
Когда газообразный водород аккрецируется на белый карлик из двойной звезды-компаньона, водород может сливаться с образованием гелия в узком диапазоне скоростей аккреции, но в большинстве систем образуется слой водорода над вырожденной внутренней частью белого карлика. Этот водород может накапливаться и образовывать оболочку у поверхности звезды. Когда масса водорода становится достаточно большой, неконтролируемый синтез приводит к образованию новой звезды . В некоторых бинарных системах, где водород плавится на поверхности, масса образовавшегося гелия может сгореть в виде нестабильной гелиевой вспышки. В некоторых двойных системах звезда-компаньон могла потерять большую часть своего водорода и передать компактной звезде богатый гелием материал. Отметим, что подобные вспышки происходят и на нейтронных звездах. [ нужна ссылка ]
Гелиевая вспышка снаряда [ править ]
Вспышки оболочечного гелия представляют собой в некоторой степени аналогичное, но гораздо менее сильное событие неуправляемого воспламенения гелия, происходящее в отсутствие вырожденного вещества. Они периодически возникают у звезд асимптотической ветви гигантов в оболочке вне ядра. Это поздний срок жизни звезды в ее гигантской фазе. Звезда сожгла большую часть гелия, имеющегося в ядре, которое теперь состоит из углерода и кислорода. Синтез гелия продолжается в тонкой оболочке вокруг этого ядра, но затем прекращается, когда гелий истощается. Это позволяет начать синтез водорода в слое над слоем гелия. После того, как накапливается достаточное количество дополнительного гелия, синтез гелия возобновляется, что приводит к тепловому импульсу, который в конечном итоге заставляет звезду расширяться и временно становиться ярче (импульс светимости задерживается, потому что энергии от возобновленного синтеза гелия требуется несколько лет, чтобы достичь поверхность [13] ). Такие импульсы могут длиться несколько сотен лет и, как полагают, происходят периодически каждые 10 000–100 000 лет. [13] После вспышки синтез гелия продолжается с экспоненциально затухающей скоростью в течение примерно 40% цикла по мере расходования гелиевой оболочки. [13] Тепловые импульсы могут заставить звезду сбрасывать околозвездные оболочки из газа и пыли. [ нужна ссылка ]
См. также [ править ]
Ссылки [ править ]
- ^ Полс, Онно (сентябрь 2009 г.). «Глава 9: Эволюция после главной последовательности посредством горения гелия» (PDF) . Звездная структура и эволюция (конспекты лекций). Архивировано из оригинала (PDF) 20 мая 2019 года.
- ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д Тейлор, Дэвид. «Конец Солнца» . Северо-Западный университет .
почти вся энергия вспышки поглощается титанической нагрузкой, необходимой для того, чтобы вывести ядро из состояния белого карлика.
- ^ «Воскресение Белого Карлика» . Проверено 3 августа 2015 г.
- ^ Хансен, Карл Дж.; Кавалер, Стивен Д.; Тримбл, Вирджиния (2004). Звездные интерьеры - физические принципы, структура и эволюция (2-е изд.). Спрингер. стр. 62 –5. ISBN 978-0387200897 .
- ^ Сидс, Майкл А.; Бэкман, Дана Э. (2012). Основы астрономии (12-е изд.). Cengage Обучение . стр. 249–51. ISBN 978-1133103769 .
- ^ Карттунен, Ханну; Крегер, Пекка; Оя, Хейкки; Путанен, Маркку; Доннер, Карл Йохан, ред. (27 июня 2007 г.). Фундаментальная астрономия (5-е изд.). Спрингер. стр. 249 . ISBN 978-3540341437 .
- ^ Дюпри, Р.Г.; Р.К. Уоллес (1987). «Вспышка гелия в ядре и аномалии содержания на поверхности» . Астрофизический журнал . 317 : 724–732. Бибкод : 1987ApJ...317..724D . дои : 10.1086/165319 .
- ^ Дюпри, Р.Г. (1984). «Двух- и трехмерное численное моделирование гелиевой вспышки ядра» . Астрофизический журнал . 282 : 274. Бибкод : 1984ApJ...282..274D . дои : 10.1086/162200 .
- ^ Дюпри, Р.Г. (1 ноября 1996 г.). «Повторное исследование гелиевой вспышки ядра». Астрофизический журнал . 471 (1): 377–384. Бибкод : 1996ApJ...471..377D . CiteSeerX 10.1.1.31.44 . дои : 10.1086/177976 . S2CID 15585754 .
- ^ Мочак, М (2009). Многомерное гидродинамическое моделирование гелиевых вспышек в ядрах звезд малой массы (кандидатская диссертация). Технический университет Мюнхена. Бибкод : 2009Ф.Д.Т.......2М .
- ^ Эдвардс, AC (1969). «Гидродинамика гелиевой вспышки» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 146 (4): 445–472. Бибкод : 1969MNRAS.146..445E . дои : 10.1093/mnras/146.4.445 .
- ^ Хохлов А.; Мюллер, Э.; Хёфлих, П. (1993). «Кривые блеска моделей сверхновых типа IA с разными механизмами взрыва». Астрономия и астрофизика . 270 (1–2): 223–248. Бибкод : 1993A&A...270..223K .
- ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Вуд, PR; ДМ Зарро (1981). «Вспышка гелиевой оболочки в звездах малой массы и изменения периода в переменных мира». Астрофизический журнал . 247 (Часть 1): 247. Бибкод : 1981ApJ...247..247W . дои : 10.1086/159032 .
