極端 ヘリウム星
特徴 [編集 ]
理論 モデル[編集 ]
- 「
二 重 生成 モデル（DDモデル）」では、軽量 のヘリウム白色 矮星とより重 い炭素 -酸素 白色 矮星からなる連 星 系 で形成 された、と説明 した。2つの星 は既 に核 融合 によるエネルギー生成 をやめ、コンパクト天体 となっている。両 星 の公転 運動 で重力 波 が放出 されることによりお互 いの軌道 は小 さくなり、最終 的 に合体 に至 る。合体 した際 の質量 がチャンドラセカール限界 を超 えなければ、炭素 -酸素 白色 矮星に降着 したヘリウムが着火 し、超 巨星 へと進化 する。こうして極端 ヘリウム星 が生 まれ、またやがて冷却 して白色 矮星となる[4]。 - 「ファイナルフラッシュモデル（FFモデル）」では、
漸近 巨星 分 枝 を離 れた後 に極端 ヘリウム星 へと進化 する可能 性 を示唆 した。白色 矮星へと冷却 が進 む間 に、コアを取 り囲 むヘリウム殻 のヘリウムが着火 して、外層 が急激 に膨張 することがある。このエンベロープの中 の水素 が消費 され尽 くすと、星 は水素 欠乏 状態 となり、収縮 して極端 ヘリウム星 を形成 する[4]。
7つの
脚注 [編集 ]
出典 [編集 ]
- ^ “extreme helium starとは”. weblio. 2020
年 4月 16日 閲覧 。「JST科学 技術 用語 日 英 対訳 辞書 」より。 - ^ Saio, Hideyuki; Jeffery, C. Simon (2002). “Merged binary white dwarf evolution: rapidly accreting carbon-oxygen white dwarfs and the progeny of extreme helium stars”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 333 (1): 121-132. Bibcode: 2002MNRAS.333..121S. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05384.x. ISSN 0035-8711.
- ^ a b
齋 尾 英行 . “恒星 の末期 進化 ”. 2020年 4月 16日 閲覧 。 - ^ a b c d e f g Pandey, Gajendra et al. (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. ISSN 0004-637X.
- ^ Jeffery, C. S.; Heber, U.; Hill, P. W.; Dreizler, S.; Drilling, J. S.; Lawson, W. A.; Leuenhagen, U.; Werner, K. (1996
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