수소 결핍 별

Hydrogen-deficient star
Born-again star region in an H-R diagram.
AGB 후 수소 결핍 별의 약 25%는 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램에서 [1]AGB 후 영역과 AGB 영역 사이를 시간이 지남에 따라 이동하는 다시 태어나는 단계를 경험한다.

수소가 부족한 별은 대기 [2]중에 수소가 거의 없거나 아예 없는 별이다.수소가 항성 대기에서 가장 흔한 원소이기 때문에 수소 결핍은 별에서 흔치 않습니다.드물긴 하지만, 수소 결핍을 보이는 다양한 유형의 별들이 있다.

관측 이력

수소가 부족한 별들은 수소 결핍이 발견되기 전에 이미 알려져 있었다.1797년 에드워드 피곳은 북극왕관자리 R(R CrB)[2][3]의 항성 등급의 큰 변화를 주목했다.1867년, 찰스 울프와 조르주 레이에가 울프-레이에 별에서 특이한 방출선 구조를 발견했습니다.

별의 수소결핍은 1891년 윌리엄나 [2]플레밍에 의해 처음 발견되었는데, 그녀는 "수소선이 매우 희미하고 추가적인 어두운 [4]선과 같은 강도로 δ Sgr의 스펙트럼이 놀랍다"고 말했다.1906년 한스 루덴도르프는 R CrB에 [2][5]발머 스펙트럼선이 존재하지 않는다는 것을 발견했다.

그 당시에는 모든 별의 대기에 수소가 포함되어 있다고 널리 알려져 있었기 때문에 이러한 관측은 무시되었다.1935-1940년에 정량적 스펙트럼 측정이 가능할 때까지 천문학자들은 R CrB와 δ Sgr과 같은 별들이 수소가 [2]부족하다는 것을 인정하기 시작했다.1970년 당시만 해도 이 별들 중 알려진 것은 비교적 적었습니다.그 이후 대규모 항성 조사를 통해 수소가 부족한 것으로 알려진 별의 수와 종류가 크게 증가했습니다.2008년 현재, 약 2,000개의 수소 결핍 별이 알려져 [2]있다.

분류

상대적으로 드물긴 하지만, 수소가 부족한 별의 종류는 다양합니다.이들은 질량이 큰 별 또는 상위 주계열성, 질량이 작은 초거성, 뜨거운 왜성, 행성상성운의 중심별, 백색왜성의 다섯 [2]가지 일반적인 분류로 분류될 수 있습니다.탄소 [6]함량에 기초한 분류 체계와 같은 다른 분류 체계도 있었다.

질량이 큰 별

주요 기사:울프-레이에별

울프-레이에별은 헬륨과 같은 이온화된 원자로부터 나오는 연속 스펙트럼에서 밝은 띠를 보여줍니다.비록 약간의 논란이 있었지만, 이것들은 1980년대에 [2]수소가 부족한 별들로 받아들여졌다.Orionis E와 같이 헬륨이 풍부한 B별은 화학적으로 특이한 분광형 B 또는 OB 주계열성으로 강한 중성 헬륨선을 보인다.γ Sgr과 같이 수소가 부족한 쌍성은 금속 스펙트럼에 헬륨선을 가지고 있으며 은하 중심 주위를 도는 모집단 I 별에서 비롯된 것으로 생각되는 큰 반지름 속도를 보여줍니다.Ib형 및 Ic형 초신성은 수소 흡수선이 없으며 초신성 중심핵 붕괴로 수소 외피를 잃은 별과 관련이 있다.

저질량 초거성

다음 항목도 참조하십시오.점근거성가지

이런 종류의 수소가 부족한 별은 항성 진화의 후기에 발생한다.R CrB 별들은 수소가 부족하고 탄소가 풍부한 별들로 빛의 변화로 잘 알려져 있으며, 며칠 동안 5등급 정도 어두워졌다가 다시 [2]회복될 수 있다.이러한 조광 현상은 특별한 화학적 구성보다는 항성 표면 역학에서 발생할 수 있습니다.극단적인 헬륨 별에는 수소 방출이나 흡수선이 없지만 강한 중성 헬륨선과 강한 CII 및 NII 선이 있습니다.다시 태어난 별은 헤르츠스프룽-러셀 [1]도표의 AGB 후 영역과 AGB 영역 사이를 이동하기 위해 수년에 걸쳐 진화하는 별입니다.예를 들어, 사쿠라이의 물체(V4334 Sgr)는 1994년 희미한 청색 별에서 1996년 [2]황색 초거성으로 진화했습니다.이 이행에 대해 제안된 메커니즘 중 하나는 최종 헬륨 플래시 [6]시나리오입니다.

핫 서브워프

주요 기사:왜성 B 이하와 왜성 O 이하

He-sdB는 일반적인 H, HeI 및 HeII 라인보다 넓은 클래스 B 스펙트럼을 가진 서브왜곡이다.1991년 JL 87은 최초로 [2][7]보고된 He-sdB 별이었다.그 이후로 이 등급의 별들은 수소 대 헬륨의 비율이 매우 넓은 것으로 밝혀졌습니다.콤팩트 He-sdO 별은 등급 O 스펙트럼을 가지며, 일반적으로 질소가 풍부하며 탄소가 풍부할 수도 있고 그렇지 않을 수도 있다.저중력 He-sdO 별들은 작은 종족 별들과 겹치지만 표면 중력은 낮습니다.R CrB와 극한 헬륨별이 백색왜성으로 진화하면 저중력 He-sdO별과 [2]비슷해질 것이라는 가설이 있다.

행성상 성운의 중심별

참고 항목: 행성상 성운 및 울프-레이에별

행성상 성운의 중심별은 일반적으로 뜨겁고 콤팩트합니다.WC 별은 HeI, HeII, CII - CIV, NII 및 NII [2]이온에 대한 광범위한 방출선을 가진 거대한 종족 I 별이다.그들은 표면 온도가 14,000,000,000에서 270,000,000 사이이다.Of-WR(C) 별은 강한 탄소 방출선을 가지고 있으며 성운 내부에 수소 결핍이 있습니다.O(He) 별은 CIV, NV 및 OVI 방출선을 가지면서도 HeII 흡수가 특징입니다.O(C) 별이라고도 불리는 PG1159 별은 탄소 흡수선 스펙트럼에 의해 지배된다.이들은 복잡한 맥동으로 유명하며 알려진 가장 뜨거운 [2]별들 중 하나이다.

백색왜성

주요 기사:백색왜성

최초의 수소 결핍 백색왜성은 1947년 밀턴 휴머슨과 프리츠 즈위키, 1952년 [2]빌럼 루이텐에 의해 발견되었다.이 별들은 수소선이 없었지만 HeI 흡수선이 매우 강했습니다.HZ 43은 그러한 별이다. 초기 자외선 관측에서는 10만 K 이상의 온도를 보였지만, 더 최근의 먼 자외선 측정에서는 50,400 [8]K의 유효 온도를 보여준다.AM CVn 별은 지구 반지름 수십 [2]개에 불과한 궤도 크기를 가진 수소 결핍 백색왜성의 쌍성입니다.

형성과 진화

수소 결핍은 별의 [2]진화에서 비롯된다.별의 진화 과정 동안, 핵융합에서의 수소 소비와 폭발적 과정에 의한 수소층 제거는 모두 별의 대기 중 수소 부족을 초래할 수 있다.

상세한 이론 모델은 아직 초기 단계에 있다.수소가 부족한 별의 진화 모델링에는 단일 별 접근법 또는 쌍성 [6]접근법이 포함됩니다.

예를 들어, 극단적인 헬륨 [9]별의 형성을 설명하기 위해 제시된 두 가지 이론이 있다.헬륨 최종 섬광 시나리오는 헬륨 섬광이 별의 바깥쪽 층에서 수소를 소비하는 역할을 하는 단일 별 접근법입니다.이중 축퇴 시나리오는 작은 축퇴 헬륨 백색왜성과 큰 탄소-산소 백색왜성이 서로 매우 가깝게 공전하여 결국 중력파 손실로 인해 인스피럴하게 되는 쌍성 접근법이다.로체 한계에서는 헬륨에서 탄소-산소 별로의 질량 이동이 일어납니다.후자는 헬륨껍질 연소를 거쳐 초거성을 형성하고 수소가 부족한 항성으로 진화한다.이중 퇴화 시나리오는 관측 데이터에 [9]더 잘 적합됩니다.

레퍼런스

  1. ^ a b Kurtz, C. Aerts, J. Christensen-Dalsgaard, D.W. (2010). Asteroseismology (Online-Ausg. ed.). Dordrecht: Springer. p. 37. ISBN 978-1-4020-5803-5.
  2. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q Jeffery, C. Simon (2008). Klaus Werner and Thomas Rauch (ed.). Hydrogen-Deficient Stars: An Introduction. Hydrogen-Deficient Stars ASP Conference Series. Vol. 391. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. pp. 3–16. Bibcode:2008ASPC..391....3J.
  3. ^ Pigott, E.; Englefield, H. C. (1 January 1797). "On the Periodical Changes of Brightness of Two Fixed Stars. By Edward Pigott, Esq. Communicated by Sir Henry C. Englefield, Bart. F. R. S." Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 87: 133–141. Bibcode:1797RSPT...87..133P. doi:10.1098/rstl.1797.0007.
  4. ^ Fleming, M. (1891). "Stars having peculiar spectra". Astronomische Nachrichten. 126 (11): 165–166. Bibcode:1891AN....126..165P. doi:10.1002/asna.18911261104. hdl:2027/mdp.39015066721211.
  5. ^ Ludendorff, H. (1906). "Untersuchungen über die Spektren der Sterne R Coronae borealis, 12 Canum venaticorum und 72 Ophiuchi" [Investigations on the spectra of stars R Coronae borealis, 12 Canum venaticorum & 72 Ophiuchi]. Astronomische Nachrichten (in German). 173 (1): 1–6. Bibcode:1906AN....173....1L. doi:10.1002/asna.19061730102.
  6. ^ a b c Schonberner, D. (1996). C. S. Jeffery and U. Heber (ed.). Hydrogen-Deficient Stars: An Introduction. Hydrogen deficient stars Astronomical Society of the Pacific Conference Series. Vol. 96. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific (ASP). pp. 433–442. Bibcode:1996ASPC...96..433S.
  7. ^ Schulz, Hartmut; Wegner, Gary; Heber, Ulrich (May 1991). "The nature of two faint blue stars - Discovery of a helium-rich sdB and a normal sdB". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 103: 435. Bibcode:1991PASP..103..435S. doi:10.1086/132838.
  8. ^ Dupuis, Jean; Vennes, Stéphane; Chayer, Pierre; Hurwitz, Mark; Bowyer, Stuart (10 June 1998). "Properties of the Hot DA White Dwarf HZ 43 Based on Far-Ultraviolet [ITAL]ORFEUS[/ITAL]-[ITAL]SPAS II[/ITAL] Observations". The Astrophysical Journal. 500 (1): L45–L49. Bibcode:1998ApJ...500L..45D. doi:10.1086/311395.
  9. ^ a b Pandey, Gajendra; Lambert, David L.; Jeffery, C. Simon; Rao, N. Kameswara (10 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.

일반 참고 자료

  • 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.). A catalogue of hydrogen-deficient stars. Hydrogen deficient stars Astronomical Society of the Pacific Conference Series. Vol. 96. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific (ASP). pp. 471–486. Bibcode:1996ASPC...96..471J.