극한 헬륨 별

Extreme helium star

극한 헬륨 별(약칭 EHe)은 우주의 가장 일반적인 화학 원소인 수소가 거의 없는 저질량 초거성이다.수소가 없는 별이 분자 구름으로부터 형성될 수 있는 조건은 알려져 있지 않기 때문에, 헬륨 중심핵과 탄소-산소 중심핵 백색왜성의 합병으로 인해 생겨난 것으로 이론화된다.

특성.

극단적인 헬륨별은 수소 결핍 별의 광범위한 범주 내에서 하위 그룹을 형성합니다.후자는 북극성 R형 변광성, 헬륨이 풍부한 분광형 O 또는 B형 별, 모집단 I 울프-레이에별, AM CVn별, 분광형 WC의 백색왜성, PG 1159와 [1]같은 전이성 등을 포함한다.

최초의 익스트림 헬륨 별인 HD 124448은 1942년 다니엘 포퍼에 의해 미국 텍사스 포트 데이비스 근처의 맥도날드 천문대에서 발견되었다.이 별은 스펙트럼상 수소선은 없지만 강한 헬륨선과 탄소와 [2]산소의 존재를 보였다.두 번째 망원경인 PV 망원경은 1952년에 발견되었으며, PV 망원경 변광성은 모두 극단적인 헬륨 별입니다.1996년까지 총 25명의 후보자가 발견되었다.(이 리스트는 2006년까지 21개로 좁혀졌습니다).[3]이 별들의 공통적인 특징은 탄소 대 헬륨의 풍성비가 항상 0.3~1%의 범위에 있다는 것이다.이는 EHe [4]별의 다른 존재비에도 불구하고 매우 다양합니다.

알려진 극한 헬륨별은 수소가 10,000배 이상 부족한 초거성이다.이 별들의 표면 온도는 9,000 ~ 35,000 K입니다.그것들은 주로 헬륨으로 구성되어 있고, 두 번째로 풍부한 원소인 탄소는 헬륨 원자 100개당 약 1개의 원자를 형성한다.이 별들의 화학적 조성은 그들이 [3]진화 과정에서 수소와 헬륨을 모두 태웠다는 것을 암시한다.

이론 모델

극단적인 헬륨 [3]별의 구성을 설명하기 위해 두 가지 가능한 시나리오가 제안되었다.

  1. 이중 축퇴 모형은 별들이 작은 헬륨 백색왜성과 더 무거운 탄소-산소 백색왜성으로 구성된 쌍성계에서 형성된다고 설명했다.두 별 모두 핵융합을 통해 에너지를 생산하는 것을 중단하고 지금은 콤팩트한 물체가 되었다.중력 방사선의 방출은 그들이 합쳐질 때까지 궤도를 붕괴시켰다.만약 합쳐진 질량이 찬드라세카르 한계를 넘지 않는다면, 헬륨은 C-O 왜성에 축적되어 초거성을 형성하기 위해 점화될 것입니다.나중에 이 별은 백색왜성이 [3]되기 전에 EHe 별이 될 것입니다.
  2. 최종 섬광(FF) 모형은 EHe 별이 점근거성 가지를 떠난 후 별의 진화 후기 단계로 형성될 수 있음을 시사했다.별이 백색왜성을 형성하기 위해 냉각될 때, 헬륨은 중심부 주변의 껍질에서 점화되어 외부 층이 빠르게 팽창하게 됩니다.이 외피 속의 수소가 소모되면 별은 수소 결핍 상태가 되어 수축하여 [3]EHe를 형성합니다.

7개의 EHe 별에서 얻은 원소 함량 조사는 DD 모델에서 [3]예측한 것과 일치했습니다.

레퍼런스

  1. ^ Jeffery, C. S.; Heber, U.; Hill, P. W.; Dreizler, S.; Drilling, J. S.; Lawson, W. A.; Leuenhagen, U.; Werner, K. (August 28 – September 1, 1995). "A catalogue of hydrogen-deficient stars". In Jeffery, C. S.; Heber, U. (eds.). Hydrogen deficient stars, Proceedings. Vol. 96. Bamberg, Germany: Astronomical Society of the Pacific Conference Series (published 1996). Bibcode:1996ASPC...96..471J.
  2. ^ Popper, Daniel M. (June 1942). "A Peculiar B-Type Spectrum". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54 (319): 160–161. Bibcode:1942PASP...54..160P. doi:10.1086/125431.
  3. ^ a b c d e f Pandey, Gajendra; Lambert, David L.; Jeffery, C. Simon; Rao, N. Kameswara (February 2006). "An Analysis of Ultraviolet Spectra of Extreme Helium Stars and New Clues to Their Origins". The Astrophysical Journal. 638 (1): 454–471. arXiv:astro-ph/0510161. Bibcode:2006ApJ...638..454P. doi:10.1086/498674. S2CID 119359673.
  4. ^ Pandey, Gajendra; Kameswara Rao, N.; Lambert, David L.; Jeffery, C. Simon; Asplund, Martin (July 2001). "Abundance analyses of cool extreme helium stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 324 (4): 937–959. arXiv:astro-ph/0101518. Bibcode:2001MNRAS.324..937P. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04371.x. S2CID 13468557.

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