Звезда с дефицитом водорода
представляет собой тип
звезды
, которая не имеет в своей атмосфере
водорода
или его там малое количество
. 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.
Впервые дефицит водорода у звёзд был обнаружен в 1891 году
Вильяминой Флеминг
. Она отметила очень слабые линии водорода у
υ Стрельца
(υ Sgr), которые имели ту же интенсивность, что и дополнительные темные линии
. В 1906 году
Ганс Людендорф
обнаружил, что спектральные линии
серии Бальмера
в R CrB отсутствовали
.
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
. 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
.
Классификации
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
. Были и другие варианты классификации, основанные на содержании углерода
.
Массивные звёзды
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
.
Низкомассивные сверхгиганты
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
.
Белые карлики
Впервые белые карлики с дефицитом водорода были обнаружены
Милтоном Хьюмасоном
и
Фрицем Цвикки
в 1947 году и
Виллемом Лейтеном
в 1952 году
. 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
.
Звёзды типа AM Гончих Псов
являются бинарными водороднодефицитными белыми карликами с орбитами размером порядка десяти земных радиусов.
Формирование
Учёные считают, что дефицит водорода вызван старением звёзд; то есть звезда за всю жизнь использует водород в ядерном синтезе, поглощая его
. 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
.
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
. Для наблюдений лучшим является именно второй вариант
.
Имеются результаты компьютерных расчётов, проведённых астрономами в прошлом веке
. 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
Kurtz, C. Aerts, J. Christensen-Dalsgaard, D.W.
Asteroseismology. — Online-Ausg.. — Dordrecht:
(англ.)
(
, 2010. — С. 37. —
ISBN 978-1-4020-5803-5
.
↑
Jeffery, C. Simon (2008). Klaus Werner and Thomas Rauch (ed.).
. Hydrogen-Deficient Stars ASP Conference Series. Vol. 391. San Francisco:
Astronomical Society of the Pacific
. pp. 3—16.
Bibcode
:
.
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
:
.
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
:
. —
Bibcode
:
.
↑
Schonberner, D. (1996). C. S. Jeffery and U. Heber (ed.).
. Hydrogen deficient stars Astronomical Society of the Pacific Conference Series. Vol. 96. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific (ASP). pp. 433—442.
Bibcode
:
.
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
:
. —
Bibcode
:
.
↑
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
:
. —
Bibcode
:
.
Киппенхан Рудольф.
100 миллиардов солнц. Рождение, жизнь, и смерть звёзд. — Москва: Мир, 1989.
Ссылки
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.).
. Hydrogen deficient stars Astronomical Society of the Pacific Conference Series. Vol. 96. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific (ASP). pp. 471—486.
Bibcode
:
.
{{
cite conference
}}
: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (
ссылка
)