Гелиевая вспышка - Helium flash

Синтез гелия в ядре маломассивных звезд.

А гелиевая вспышка очень краткий тепловой разгон термоядерная реакция большого количества гелий в углерод сквозь тройной альфа-процесс в ядре малой массы звезды (между 0,8 солнечные массы (M☉ ) и 2.0 M☉[1]) во время их красный гигант фаза ( солнце прогнозируется, что через 1,2 миллиарда лет после того, как он покинет главная последовательность ). Более редкий процесс синтеза неконтролируемого гелия также может происходить на поверхности срастание белый Гном звезды.

Звезды с низкой массой производят недостаточно гравитационный давление, чтобы начать нормальный синтез гелия. Когда водород в ядре истощается, часть оставшегося гелия вместо этого уплотняется в дегенеративная материя, поддержал против гравитационный коллапс к квантово-механический давление, а не тепловое давление. Это увеличивает плотность и температуру ядра до примерно 100 миллионов кельвин, который достаточно горячий, чтобы вызвать синтез гелия (или «горение гелия») в активной зоне.

Однако фундаментальное качество вырожденного вещества состоит в том, что повышение температуры не приводит к увеличению объема вещества, 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 синтеза, что еще больше увеличивает температуру в неуправляемой реакции. Это вызывает вспышку очень интенсивного синтеза гелия, которая длится всего несколько минут, но на короткое время излучает энергию со скоростью, сравнимой со скоростью всего Млечный Путь галактика.

В случае обычных звезд с малой массой огромное выделение энергии приводит к тому, что большая часть ядра выходит из состояния вырождения, позволяя ему термически расширяться, однако потребляя столько же энергии, сколько полная энергия, выделяемая гелиевой вспышкой, и любые оставшиеся - избыточная энергия поглощается верхними слоями звезды. Таким образом, гелиевая вспышка по большей части не поддается наблюдению и описывается исключительно астрофизическими моделями. После расширения и охлаждения ядра поверхность звезды быстро охлаждается и сжимается всего за 10 000 лет, пока не станет примерно 2% от своего 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

Объект Сакураи это белый Гном испытывает гелиевую вспышку.[3]

Вовремя красный гигант фаза звездная эволюция в звездах с менее 2,0 M☉ в термоядерная реакция водорода прекращается в ядре по мере его истощения, оставляя богатое гелием ядро. Хотя синтез водорода продолжается в оболочке звезды, вызывая продолжение накопления гелиевой золы 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 от термоядерного синтеза уже недостаточно, чтобы противостоять гравитационному коллапсу и создать гидростатическое равновесие встречается у большинства звезд. Это заставляет звезду сжиматься и нагреваться до тех пор, пока она в конечном итоге не станет достаточно сжатой, чтобы гелиевое ядро ​​стало дегенеративная материя. Это давление вырождения, наконец, достаточно, чтобы остановить дальнейшее разрушение самого центрального материала, но остальная часть ядра продолжает сжиматься, и температура продолжает расти, пока не достигнет точки (≈1×108 K), при котором гелий может воспламениться и начать плавиться.[4][5][6]

Взрывной характер гелиевой вспышки проистекает из того, что она происходит в вырожденном веществе. Как только температура достигнет 100–200 миллионов кельвин и синтез гелия начинается с тройной альфа-процесс температура быстро увеличивается, что еще больше увеличивает скорость синтеза гелия, и, поскольку вырожденное вещество является хорошим проводник тепла, расширяя область реакции.

Однако, поскольку давление вырождения (которое является чисто функцией плотности) является преобладающим термическим давлением (пропорциональным произведению плотности и температуры), общее давление слабо зависит от температуры. Таким образом, резкое повышение температуры вызывает лишь небольшое повышение давления, поэтому стабилизирующее охлаждающее расширение активной зоны не происходит.

Эта неуправляемая реакция быстро возрастает примерно в 100 миллиардов раз по сравнению с нормальным производством энергии звездой (в течение нескольких секунд), пока температура не повысится до точки, когда тепловое давление снова станет доминирующим, устраняя вырождение. Затем ядро ​​может расшириться и остыть, и стабильное горение гелия продолжится.[7]

Звезда с массой более 2,25 M☉ начинает сжигать гелий без вырождения его ядра, и поэтому не проявляет этот тип гелиевой вспышки. У звезды с очень малой массой (менее 0,5 M☉), ядро ​​никогда не бывает достаточно горячим, чтобы зажечь гелий. Вырожденное гелиевое ядро ​​будет продолжать сжиматься и, наконец, станет гелий белый карлик.

Гелиевую вспышку невозможно непосредственно наблюдать на поверхности с помощью электромагнитного излучения. Вспышка происходит в ядре глубоко внутри звезды, и в итоге вся высвобождаемая энергия поглощается всем ядром, оставляя вырожденное состояние невырожденным. Более ранние расчеты показали, что в некоторых случаях возможна безотказная потеря массы,[8] но более позднее моделирование звезд с учетом потерь энергии нейтрино не показывает такой потери массы.[9][10]

У звезды в одну солнечную массу гелиевая вспышка, по оценкам, высвобождает около 5×1041 J,[11] или около 0,3% от энерговыделения 1.5×1044 J сверхновая типа Ia,[12] который запускается аналогичным зажигание углеродного расплава в углеродно-кислородной белый Гном.

Бинарные белые карлики

Когда водородный газ накапливается на белый Гном от двойной звезды-компаньона водород может сливаться с образованием гелия в узком диапазоне темпов аккреции, но в большинстве систем образуется слой водорода над внутренностями вырожденного белого карлика. Этот водород может накапливаться и образовывать оболочку у поверхности звезды. Когда масса водорода становится достаточно большой, неуправляемый синтез вызывает новая звезда. В нескольких бинарных системах, где водород плавится на поверхности, скопившаяся масса гелия может сгореть в нестабильной гелиевой вспышке. В некоторых двойных системах звезда-компаньон могла потерять большую часть своего водорода и передать богатый гелием материал компактной звезде. Обратите внимание, что подобные вспышки происходят на нейтронных звездах.[нужна цитата ]

Оболочечная гелиевая вспышка

Гелиевые вспышки оболочки являются в некоторой степени аналогичным, но гораздо менее сильным событием воспламенения несбегающего гелия, происходящим в отсутствие вырожденного вещества. Они периодически возникают в асимптотическая ветвь гигантов звезды в оболочке вне ядра. Это конец 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 отключается, когда гелий становится меньше. Это позволяет начать синтез водорода в слое над слоем гелия. После того, как накапливается достаточное количество дополнительного гелия, синтез гелия снова зажигается, что приводит к тепловому импульсу, который в конечном итоге заставляет звезду временно расширяться и становиться ярче (импульс светимости задерживается, потому что требуется несколько лет, чтобы энергия от возобновленного синтеза гелия достигла поверхность[13]). Такие импульсы могут длиться несколько сотен лет, и считается, что они происходят периодически каждые 10 000–100 000 лет.[13] После вспышки синтез гелия продолжается с экспоненциально убывающей скоростью примерно 40% цикла по мере того, как гелиевая оболочка расходуется.[13] Тепловые импульсы могут заставить звезду сбросить околозвездные оболочки из газа и пыли.[нужна цитата ]

В художественной литературе

В научно-фантастической новелле Блуждающая земля (Китайский: 流浪 地球) написано в 2000 г. Лю Цысинь, предсказание гелиевой вспышки - вот что заставляет заговор покинуть Солнечную систему. Этого сюжетного элемента не было в 2019 году фильм по новелле.

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Pols, Онно (сентябрь 2009 г.). «Глава 9: Эволюция после главной последовательности посредством сжигания гелия» (PDF). Звездная структура и эволюция (конспект лекций). Архивировано из оригинал (PDF) 20 мая 2019 г.
  2. ^ Тейлор, Дэвид. "Конец солнца". Северо-западный.
  3. ^ "Воскрешение белого карлика". Получено 3 августа 2015.
  4. ^ Хансен, Карл Дж .; Кавалер, Стивен Д .; Тримбл, Вирджиния (2004). Звездное внутреннее пространство - физические принципы, структура и эволюция (2-е изд.). Springer. стр.62 –5. ISBN  978-0387200897.
  5. ^ Seeds, Michael A .; Бакман, Дана Э. (2012). Основы астрономии (12-е изд.). Cengage Learning. С. 249–51. ISBN  978-1133103769.
  6. ^ Карттунен, Ханну; Крегер, Пекка; Оя, Хейкки; Поутанен, Маркку; Доннер, Карл Йохан, ред. (2007-06-27). Фундаментальная астрономия (5-е изд.). Springer. п.249. ISBN  978-3540341437.
  7. ^ Deupree, R.G .; Р. К. Уоллес (1987). «Ядерная гелиевая вспышка и аномалии поверхностного содержания». Астрофизический журнал. 317: 724–732. Bibcode:1987ApJ ... 317..724D. Дои:10.1086/165319.
  8. ^ Депре, Р. Г. (1984). «Двумерное и трехмерное численное моделирование гелиевой вспышки в ядре». Астрофизический журнал. 282: 274. Bibcode:1984ApJ ... 282..274D. Дои:10.1086/162200.
  9. ^ Депре, Р. Г. (1996-11-01). "Пересмотр ядра гелиевой вспышки". Астрофизический журнал. 471 (1): 377–384. Bibcode:1996ApJ ... 471..377D. CiteSeerX  10.1.1.31.44. Дои:10.1086/177976.
  10. ^ Мочак, М. (2009). Многомерное гидродинамическое моделирование ядерной гелиевой вспышки у маломассивных звезд (Кандидатская диссертация). Technische Universität München. Bibcode:2009ФДТ ......... 2М.
  11. ^ Эдвардс, А. С. (1969). «Гидродинамика гелиевой вспышки». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 146 (4): 445–472. Bibcode:1969МНРАС.146..445Э. Дои:10.1093 / минрас / 146.4.445.
  12. ^ Хохлов, А .; Müller, E .; Хёфлих, П. (1993). «Кривые блеска моделей сверхновых типа IA с различными механизмами взрыва». Астрономия и астрофизика. 270 (1–2): 223–248. Bibcode:1993A & A ... 270..223K.
  13. ^ а б c Wood, P. R .; Д. М. Зарро (1981). «Вспышки гелиевых оболочек в маломассивных звездах и изменения периода в переменных мира». Астрофизический журнал. 247 (Часть 1): 247. Bibcode:1981ApJ ... 247..247Вт. Дои:10.1086/159032.