Хелиумски блесок
Хелиумски блесок — многу краткок топлински излив од јадрено соединување на големи количества хелиум во јаглерод по пат на троен алфа-процес во јадрото на ѕвезди со мала маса (помеѓу 0,8 и 2,0 Сончеви маси (M☉)[1]) во текот на фазата на црвен џин. Се предвидува дека Сонцето ќе направи ваков блесок 1,2 милијарди години откако ќе ја напушти главната низа. Многу поредок процес на излив може да се јави и на површината на насобирачки бели џуџиња.
Ѕвездите со мала маса не произведуваат доволно гравитациски притисок за да отпочнат нормално хелиумско соединување. При исцрпување на хелиумот во јадрото, дел од преостанатиот хелиум се набива во изродена материја, а гравитацискиот колапс го спречува квантномеханичкиот притисок наместо топлинскиот. Понатамошното соединување во водородната обвивка уште повеќе ја зголемува масата на јадрото сè додека тоа не достигне температура од 100 милиони келвини, кога може да отпочне соединување (или „согорување“) на хелиум во јадрото.
Меѓутоа, главна одлика на изродената материја is that порастот на температурата не поттикнува пораст во притосокот на материјата сè додека топлинскиот притисок не стане доволно висок за да надмине притисокот на изроденоста. Кај ѕвездите од главната низа, топлинското ширење ја реглира температурата на јадрото, но ова не се случува кај изродените јадра. Хелиумското соединување ја зголемува температурата, што ја покачува стапката на соединување, кое пак уште повеќе ја зголемува температурата во изливна реакција која набргу го опфаќа целото јадро. This produces a flash of very intense helium fusion that lasts only a few minutes,[2] but during that time, produces energy at a rate comparable to the entire Млечен Пат galaxy.[2]
Во случај на нормалните ѕвезди со мала маса, огромното количество на ослободена енергија го издига јадрто од изроденост, со што тоа може топлински да се шири. Ова а троши речиси сета енергија ослободена со хелиумскиот блесок,[2] а преостанатата енергија се впива во надворешните слоеви на ѕвездата. Овој хелиумски блесок е речиси незабележлив со набљудување, и опишан е само според астрофизички модели. По ширењето и ладењето на јадрото, ѕвездената површина бргу се лади и се собира во рок од 10.000 години, додека не достигне 2 % од поранешната големина и сјајност. Се проценува дека електронски изроденото хелиумско јадро зазема 40 % од масата на ѕвездата, и дека 6 % од јадрото се претвора во јаглерод.[2]
Црвени џинови
уреди
За време на фазата на црвен џин кај ѕвездите со помалку од 2,0 M☉, водородот се троши и неговото соединување во јадрото престанува, а јадрото станува богато со хелиум. Иако соединувањето на водород продолжува во ѕвездената обвивка, со што продолжува и насобирањето на хелиум во јадрото и негово згуснување, температурата сè уште не може да се качи доволно високо за хелиумско соединување, како што е случај со помасивните ѕвезди. Затоа, топлинскиот притисок од соединувањето повеќе не е доволен за да му се спротивстави на гравитацискиот колапс и да направи хидростатичка рамнотежа присутна во највеќето ѕвезди. Поради ова, ѕвездата се собира и станува поврела сè додека не стане доволно збиена за хелиумското јадро да стане изродена материја. Овој притисок на изроденоста конечно станува доволен за да спречи понатамошен колапс на највеќето средишен материјал, но остатокот од јадрото продолжува да се собира и температурата се накачува додека не достигне ≈1⋅108 K, кога хелиумот може да се запали и да почне со врзување.[4][5][6]
Експлозивната природа на хелиумскиот блесок доаѓа од фактот што тој се одвива во изродена материја. Штом топлината ќе достигне 100–200 милиони келвини, и ќе почне хелиумското врзување со тројниот алфа-процес, температурата бргу се накачува, понатаму зголемувајќи ја стапката на врзување и, бидејќи изродената материја е добар спроводник на топлина, го шири подрачјето на реакција.
Меѓутоа, бидејќи притисокот на изроденоста (кој зависи чисто од густината) преовладува врз топлинскиот притиисок (сразмерно на производот од густината и температурата), вкупниот притисок само малку зависи од температурата. Затоа, драстичното зголемување на температурата само малку го покачува притисокот, поради што нема стабилизирачко разладно ширење во јадрото.
Оваа изливна реакција набргу се накачува на околу 100 милијарди пати повеќе од нормалното енергопроизводство на ѕвездата (за неколку секунди) додека температурата не се накачи дотаму што топлинскиот притисок повторно станува преовладувачки, отстранувајќи ја изроденоста. Јадрото потоа може да се шири и разладува, и со тоа продолжува стабилното согорување на хелиум.[7]
Една ѕвезда со маса поголема од 2,25 M☉ почнува да согорува хелиум без да се изроди нејзиното јадро, и затоа не гоп прави овој вид на хелиумски блесок. Кај ѕвезда со многу мала маса (помалку од 0,5 M☉), јадрото никогаш не е доволно врело за да го запали хелиумот. Изроденото хелиумско јаро ќе продолжи да се собира, и на крајот ќе стане хелиумско бело џуџе.
Хелиумскиот блесок не може непосредно да се забележи од површината од електромагнетно зрачење. Блесокот се одвива длабоко во јадрото на ѕвездата, и сета ослободена енергија се впива од целото јадро, проади што изродената материја станува неизродена.
Кај ѕвезда со маса на Сонцето, хелиумскиот блесок ослободува околу 5⋅1041 J,[8] или 0,3 % од ослободената енергија на супернова од типот Ia (со 1,5⋅1044 ),[9] до кое доаѓа со аналогно палење на јаглеродното соединување во јаглеродно–кислородно бело џуџе.
Двојни бели џуџиња
уредиКога ворододниот гас ќе се насобере во бело џуџе од двојна придружна ѕввезда, водородот може да се врзе и да образува хелиум во тесен опсег на стапки на насобирање, но највеќето системи развиваат водороден слој врз изродената внатрешност на белото џуџе. Водородот може да се нафати во обвивка близу површината на ѕвездата. Кога водородната маса ќе стане доволно голема, изливното соединување предизвикува нова. Кај некои двојни системи каде водородот се врзува на површината, нафатената хелиумска маса може да согори во нестабилен хелиумски блесок. Во извесни двојни системи придружната ѕвезда може да го има изгубено највеќето водород и на компактната ѕвезда да ѝ дава материјал богат со хелиум. Слични блесоци се јавуваат и кај неутринските ѕвезди.
Блесок на хелиумска обвивка
уредиБлесоците на хелиумски обвивки се донекаде споредливи но многу помалку бурни настани на неизливно палење на хелиумот, кои се одвиваат во отсуство на изродена материја. Се јавуваат периодично кај ѕвезди на астимптоската гранка на џинови во обвивка вон јадрото, кога ѕвездите се веќе стари и станале џинови. Ѕвездата го согорила највеќто хелиум во јадрото, кое сеа е сочинето од јаглерод и кислород. Хелиумското соединување продолжува во тенка обвивка околу јадрото, но потоа запира со исцрпувањето на хелиумот. Ова овозможува водородното соединување да почне во слој над хелиумскиот. Кога ќе се насобере доволно дополнителен хелиум, неговото согорување повторно започнува, што води до топлински пулс кој подоцна провремено ја прави ѕвездата поголема и посјајна (пулсот во сјајноста е одложен бидејќи потребни се повеќе години за енергијата од повторното хелиумско соединување да дојде до површина[10]). Ваквите пулсови траат по неколку стотини години, и се смета дека се јавуваат периодично на секои 10.000 до 100.000 години.[10] По блесокот, хелиумското соединвуање продолжува со експоненцијално паѓачка стапка во околу 40 % од циклусот додека обвивката не се истриши.[10] Топлинските пулсирања можат да предизвикаат ѕвездата да се ослободува од околуѕвездени обвивки од гас и прашина.
Поврзано
уредиНаводи
уреди- ↑ Pols, Onno (септември 2009). „Chapter 9: Post-main sequence evolution through helium burning“ (PDF). Stellar Structure and Evolution (lecture notes). Архивирано од изворникот (PDF) на 20 мај 2019.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Taylor, David. „The End Of The Sun“. Northwestern University.
almost all the energy of the flash is absorbed by the titanic weight-lifting necessary to lift the core out of its white-dwarf condition.
- ↑ „White Dwarf Resurrection“. Посетено на 3 август 2015.
- ↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellar Interiors - Physical Principles, Structure, and Evolution (2. изд.). Springer. стр. 62–5. ISBN 978-0387200897.
- ↑ Seeds, Michael A.; Backman, Dana E. (2012). Foundations of Astronomy (12. изд.). Cengage Learning. стр. 249–51. ISBN 978-1133103769.
- ↑ Karttunen, Hannu; Kröger, Pekka; Oja, Heikki; Poutanen, Markku; Donner, Karl Johan, уред. (27 јуни 2007). Fundamental Astronomy (5. изд.). Springer. стр. 249. ISBN 978-3540341437.
- ↑ Deupree, R. G.; R. K. Wallace (1987). „The core helium flash and surface abundance anomalies“. Astrophysical Journal. 317: 724–732. Bibcode:1987ApJ...317..724D. doi:10.1086/165319.
- ↑ Edwards, A. C. (1969). „The Hydrodynamics of the Helium Flash“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 146 (4): 445–472. Bibcode:1969MNRAS.146..445E. doi:10.1093/mnras/146.4.445.
- ↑ Khokhlov, A.; Müller, E.; Höflich, P. (1993). „Light curves of Type IA supernova models with different explosion mechanisms“. Astronomy and Astrophysics. 270 (1–2): 223–248. Bibcode:1993A&A...270..223K.
- ↑ 10,0 10,1 10,2 Wood, P. R.; D. M. Zarro (1981). „Helium-shell flashing in low-mass stars and period changes in mira variables“. Astrophysical Journal. 247 (Part 1): 247. Bibcode:1981ApJ...247..247W. doi:10.1086/159032.