Vetypuuteellinen tähti

Vetypuuteellinen tähti on tähtityyppi , jonka ilmakehässä ei ole vetyä tai on vain vähän vetyä [2] . Tämä on melko harvinainen valaisintyyppi, koska useimmat maailmankaikkeuden tähdet koostuvat pääasiassa vedystä, joka osallistuu tähtien nukleosynteesiin . Vedyn puute tällaisissa tähdissä johtuu niiden ikääntymisestä tai sisäisen rakenteen piirteestä.

Discovery

Ensimmäiset edellytykset löydölle teki Edward Pigott vuonna 1797. Hän havaitsi suuren muutoksen tähden R Coronae Borealis (R CrB) suuruudessa [2] [3] .

Vuonna 1867 Charles Wolff ja Georges Rayet löysivät Wolf-Rayet-tähdistä epätavallisen päästöviivojen kuvion .

Williamina Fleming havaitsi ensimmäisen kerran vedyn puutteen tähdistä vuonna 1891 [2] . Hän havaitsi υ Sagittariissa (υ Sgr) hyvin haaleita vetyviivoja, joilla oli sama intensiteetti kuin ylimääräisillä tummilla viivoilla [4] . Vuonna 1906 Hans Ludendorff havaitsi, että Balmer-sarjan spektriviivat puuttuivat R CrB:stä [2] [5] .

Tuolloin uskottiin, että ehdottomasti kaikki tähdet sisältävät vetyä, koska se on välttämätön tähden toiminnalle; tältä osin yhteiskunta hylkäsi nämä havainnot. Vasta vuosina 1935-1940 erikoislaitteiden ja -ominaisuuksien myötä tähtitieteilijät pystyivät virallisesti todistamaan vedyn puutteen tähdissä R CrB ja υ Sgr [2] . Vuodesta 1970 lähtien monia näistä tähdistä on tutkittu, ja tosiasia, että ne eivät sisällä vetyä, on vihdoin vahvistettu. Siitä lähtien laajamittaiset tähtitutkimukset ovat löytäneet suuren määrän tähtiä, joissa on vähän tai ei ollenkaan vetyä. Vuodesta 2008 lähtien on tutkittu 2000 tällaista kappaletta [2] .

Luokitukset

Huolimatta siitä, että tämän tyyppiset tähdet ovat hyvin harvinaisia, tähtitieteilijät jakavat nämä tähdet viiteen pääryhmään: massiiviset tähdet tai pääsarjan yläpuolella olevat tähdet, pienimassaiset superjättiläiset , kuumat alikääpiöt , planetaaristen sumujen keskustähdet ja valkoiset kääpiöt [2] . Hiilipitoisuuteen perustuvia luokituksia oli muitakin [6] .

Massiiviset tähdet

Wolf-Rayet-tähdet lähettävät kirkkaita vyöhykkeitä jatkuvissa spektreissä, jotka ovat peräisin ionisoiduista atomeista , kuten heliumista . Vaikka joitain kiistoja oli, ne kuitenkin johtivat johtopäätökseen, että nämä tähdet ovat vedyn puutteellisia [2] .

Pienimassaiset superjättiläiset

Tämä tyyppi erottuu siitä, että tähdet osoittavat vedyn puutetta vasta kehityksensä viimeisessä vaiheessa. Esimerkiksi jo edellä mainitut R CrB -tähdet ovat vedyn puutteellisia, mutta niissä on myös yksi tärkeä ero - valon vaihtelu; tämä valo voi pienentyä viisi magnitudia muutamassa päivässä ja palata takaisin alkuperäiseen tilaansa [6] .

Valkoiset kääpiöt

Milton Humason ja Fritz Zwicky löysivät ensin vedyn puutteelliset valkoiset kääpiöt vuonna 1947 ja Willem Leuthen vuonna 1952 [2] . Näiden tähtien erikoisuus on, että niissä ei ole vetylinjoja, vaan melko voimakkaita heliumin absorptioviivoja; HZ 43 on esimerkki tällaisesta tähdestä. Varhaiset ultraviolettimittaukset osoittivat, että tähden lämpötila oli yli 100 000 Kelviniä, mutta uudemmat tutkimukset ovat osoittaneet tehokkaan lämpötilan jopa 50 400 astetta [7] . Canis AM -tyypin tähdet ovat binaarisia vedyn puutteellisia valkoisia kääpiöitä, joiden kiertoradat ovat luokkaa kymmenen maan sädettä.

Muodostaminen

Tiedemiehet uskovat, että vedyn puute johtuu tähtien ikääntymisestä; eli tähti käyttää vetyä ydinfuusiossa koko elämänsä ajan ja absorboi sitä [2] . Vetykerrokset puolestaan ​​alkavat loppua, mikä aiheuttaa sen puuttumisen.

Yksityiskohtaiset teoreettiset mallit ovat vielä kehitteillä, sillä tähtitieteilijät eivät voi sanoa tarkalleen, mikä aiheuttaa vedyn puutteen [6] .

Esimerkiksi kaksi teoriaa on esitetty selittämään äärimmäisten heliumtähtien muodostumista . Totaalinen heliumin soihdutusskenaario on yhden tähden lähestymistapa, jossa heliumin soihdutus absorboi vetyä tähden ulkokerroksesta. Kaksoistähden skenaario on seuraava: kahden valkoisen kääpiön lähestyminen aiheuttaa gravitaatioaaltoja, jotka johtavat vetyatomien tuhoutumiseen [8] . Havaintoja varten toinen vaihtoehto on paras [8] .

On olemassa tuloksia tähtitieteilijöiden viime vuosisadalla suorittamista tietokonelaskelmista [9] . Niiden perusteella vetyvajaisten tähtien muodostuminen voi edetä seuraavilla tavoilla:

• Yksittäisillä tähdillä, joiden massa on pieni, korkeintaan 1,4 aurinkomassaa, evoluutio päättyy punaisen jättiläisvaiheen jälkeen , jolloin tähden uloimmat vetyä sisältävät kuoret vapautuvat ja planeetan sumu muodostuu valkoisen kääpiön ympärille , joka koostuu heliumista ja hiili;
• Yksittäisillä tähdillä, jotka ovat yli 1,4, mutta alle 2 aurinkoa, tähden kehitys voi päättyä "hiilen räjähdyksen" tai "rautaytimen" vaiheeseen, molemmissa tapauksissa kuori murtuu nopean vapautumisen seurauksena. energiaa, jättäen keskelle valkoisen raudan ja muiden raskaiden alkuaineiden kääpiön;
• Yksittäisillä tähdillä, joiden massa on 2 aurinkoa tai enemmän, kehitys päättyy ytimen romahtamiseen neutronitähdeksi ja yli 3 auringon massaksi - ehkä jopa "mustaksi aukoksi". Tässä tapauksessa kuori hajoaa yli 1000 km/s nopeuksilla jättäen kompaktin esineen - neutronitähden tai mustan aukon;
• Tähtien välittömässä läheisyydessä, kun kehittyvä tähti täyttää Roche-keilansa kokonaan , tapahtuu toistuvaa aineen siirtymistä tähdestä toiseen ja osittain - hajaantumista avaruudessa (ns. Wolf-Rayet-tähdet). Eri alkumassoilla ja tähtien välisillä etäisyyksillä prosessi on erilainen, mutta tuloksena on myös kompaktien esineiden muodostuminen. Raskaampi tähti kehittyy nopeammin, ja pian sen jälkeen, kun se on siirtänyt massan naapurille, siitä tulee pienitiheyksinen punainen jättiläinen, jolla on harvinainen heliumkuori (vetyä uloimmista kerroksista vangitaan tai hajallaan avaruuteen). Aika, jonka aikana massansiirto tapahtuu, on suhteellisen lyhyt, mikä selittää tällä hetkellä havaittujen tähtien pienen prosenttiosuuden (Wolff-Rayet);
• Tähdet, joiden massa on erittäin suuri, yli 30 auringon massaa, ovat laskelmien tulosten mukaan epävakaita, ja pulsaatioiden tapahtuessa ne pudottavat massaansa, kunnes siitä tulee alle 30 auringon massaa.

Muistiinpanot

1. ↑ Kurtz, C. Aerts, J. Christensen-Dalsgaard, D.W. Asteroseismology. — Online-Ausg.. — Dordrecht: Springer, 2010. - s. 37. - ISBN 978-1-4020-5803-5 .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Jeffery, C. Simon (2008). Klaus Werner ja Thomas Rauch, toim. Vetypuutteiset tähdet: Johdanto . Vetypuutteellinen Stars ASP -konferenssisarja. 391 . San Francisco: Astronomical Society of the Pacific . s. 3-16. Bibcode : 2008ASPC..391...3J .
3. ↑ Pigott, E.; Englefield, HC Kahden kiinteän tähden kirkkauden säännöllisistä muutoksista. Kirjailija: Edward Pigott, Esq. Kommunikoi Sir Henry C. Englefield, Bart. FR S  (englanti)  // Philosophical Transactions of the Royal Society of London  : Journal. - 1797. - 1. tammikuuta ( nide 87 ). - s. 133-141 . - doi : 10.1098/rstl.1797.0007 .
4. ↑ Fleming, M. Tähdet, joilla on erikoinen spektri  // Astronomische Nachrichten  : Journal  . - Wiley-VCH , 1891. - Voi. 126 , nro. 11 . - s. 165-166 . - doi : 10.1002/asna.18911261104 . - .
5. ↑ Ludendorff, H. Untersuchungen über die Spektren der Sterne R Coronae borealis, 12 Canum venaticorum und 72 Ophiuchi  (saksa)  // Astronomische Nachrichten  : magazin. - Wiley-VCH , 1906. - Bd. 173 , no. 1 . - S. 1-6 . - doi : 10.1002/asna.19061730102 . — .
6. ↑ 1 2 3 Schonberner, D. (1996). CS Jeffery ja U. Heber, toim. Vetypuutteiset tähdet: Johdanto . Vetypuutteiset tähdet Astronomical Society of the Pacific Conference Series. 96 . San Francisco: Astronomical Society of the Pacific (ASP). s. 433-442. Bibcode : 1996ASPC...96..433S .
7. ↑ Dupuis, Jean; Vennes, Stephane; Chayer, Pierre; Hurwitz, Mark; Bowyer, Stuart. Hot DA White Dwarf HZ 43:n ominaisuudet Perustuu Far-Ultraviolet [ITAL]ORFEUS[/ITAL]-[ITAL]SPAS II[/ITAL] havaintoihin  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1998. - 10. kesäkuuta ( nide 500 , nro 1 ). -P.L45 - L49 . - doi : 10.1086/311395 . - .
8. ↑ 1 2 Pandey, Gajendra; Lambert, David L.; Jeffery, C. Simon; Rao, N. Kameswara. Äärimmäisten heliumtähtien ultraviolettispektrien analyysi ja uusia vihjeitä niiden alkuperään  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - 10. helmikuuta ( nide 638 , nro 1 ). - s. 454-471 . - doi : 10.1086/498674 . - .
9. ↑ Rudolf Kippenhan. 100 miljardia aurinkoa. Tähtien syntymä, elämä ja kuolema. - Moskova: Mir, 1989.

Linkit

• Jeffery, CS; Heber, U.; Hill, PW; Dreizler, S.; Poraus, JS; Lawson, W.A.; Leuenhagen, U.; Werner, K. (1996). CS Jeffery ja U. Heber, toim. Luettelo vetypuutteellisista tähdistä . Vetypuutteiset tähdet Astronomical Society of the Pacific Conference Series. 96 . San Francisco: Astronomical Society of the Pacific (ASP). s. 471-486. Bibcode : 1996ASPC...96..471J .