Хелиумска ѕвезда
Хелиумска ѕвезда — ѕвезда од класата O или B (сина боја) со исклучетелно силна хелиумска линии и послаби водородни линии од нормалата. Ова укажува на силни ѕвездени ветришта и загуба на маса во надворешната обвивка. Крајните хелиумски ѕвезди (EHe) воопшто немаат водород во нивните спектри. Чисто хелиумските ѕвезди се наоѓаат на или близу хелиумската главна низа, аналогно на главната низа што ја образуваат позастапените водородни ѕвезди.[1]
Терминологија
уредиПорано, поимот хелиумска ѕвезда бил синоним за ѕвезда од типот B, но денес таквата употреба е исфрлена.[2]
Хелиумска ѕвезда исто така може да се однесува на хипотетичка ѕвезда која би се создала доколку дојде до спојување на две хелиумски бели џуџиња со здружена маса од барем 0,5 M☉ и потоа вршат јадрено соединување на хелиумот во траење од неколку стотини милиони години. Ова може да се случи само ако двете маси имаат ист вид на обвивна фаза. Се смета дека ова е потеклото на крајните хелиумски ѕвезди.
Опис
уредиХелиумската главна низа е линија на ХР-дијаграмот каде лежат неразвиените хелиумски ѕвезди. Се наоѓа претежно напоредно на и лево од (т.е. повисоки температури) од попознатата водородна главна низа, иако при голема маса иа сјајност таа криви десно, па дури и се прекрстува со преминува водородната главна низа. Затоа, чисто хелиумските ѕвезди имаат максимална температура од 100.000 до 150.000 K зависно од металичноста, бидејќи сјајноста предизвикува драстично зголемување на ѕвездената обвивка.[3]
Забележана е големата способност на хелиумските ѕвезди да се претворат во други ѕвездени тела. Синиот родителски систем на SN 2012Z (супернова од типот на Iax), спиралната галаксија NGC 1309, е слична со родителот на галактичка хелиумска нова V445 Крма, што укажува на тоа дека SN 2012Z била експлозија на бело џуџе кое насобирало материјал од хелиумска ѕвезда-придружник. Растечката хелиумска ѕвезда има потенцијал да се претвори во црвен џин откако едне ден ќе ја изгуби водородната обвивка.[4]
Поврзано
уредиНаводи
уреди- ↑ Yoon, S.-C.; Langer, N. (2004). „Helium accreting CO white dwarfs with rotation: Helium novae instead of double detonation“. Astronomy and Astrophysics. 419 (2): 645–652. arXiv:astro-ph/0402288. Bibcode:2004A&A...419..645Y. doi:10.1051/0004-6361:20035823. S2CID 7367981.
- ↑ Frost, E. B.; Barrett, S. B.; Struve, O. (1926). „Radial velocities of 368 helium stars“. The Astrophysical Journal. 64: 1. Bibcode:1926ApJ....64....1F. doi:10.1086/142986. PMC 1084541.
- ↑ Köhler, K.; Langer, N.; de Koter, A.; De Mink, S.E.; Crowther, P.A.; Evans, C.J.; и др. (2015). „The evolution of rotating very massive stars with LMC composition“. Astronomy & Astrophysics. 573: A71. arXiv:1501.03794. Bibcode:2015A&A...573A..71K. doi:10.1051/0004-6361/201424356. S2CID 28962151.
- ↑ McCully, Curtis (2014). „A luminous, blue progenitor system for the type Iax supernova 2012Z“. Nature. 512 (7512): 54–56. arXiv:1408.1089. Bibcode:2014Natur.512...54M. doi:10.1038/nature13615. PMID 25100479. S2CID 4464556.