Гелиевая вспышка
![](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/5d/Triple-Alpha_Process.svg/langru-220px-Triple-Alpha_Process.svg.png)
Ге́лиевая вспы́шка — взрывообразное начало ядерного горения гелия в звезде. Она возникает, если область, где происходит горение гелия, не может быстро охлаждаться при увеличении температуры, и тогда нагрев приводит к увеличению скорости ядерных реакций, что приводит к ещё большему нагреву вещества. Гелиевая вспышка оказывает влияние на химический состав звезды, и, в некоторых случаях, на её структуру.
Обычно под гелиевой вспышкой подразумевают начало горения гелия в ядрах звёзд ветви красных гигантов, вещество которых находится в состоянии вырожденного газа, но гелиевые вспышки другого типа могут происходить в других объектах, например, в слоевых источниках звёзд асимптотической ветви гигантов или в белых карликах.
Характеристики
[править | править код]Гелиевая вспышка — начало горения гелия в звезде, которое происходит взрывообразно и при котором за короткий срок выделяется большое количество энергии. Это приводит к изменению химического состава звезды и может приводить к изменению структуры[1][2].
Гелиевая вспышка происходит в случае, если область звезды, где начинается горение гелия, не может быстро охладиться при увеличении температуры из-за расширения, так как нагрев не сопровождается увеличением давления. В этом случае энергия, выделяемая при горении гелия, увеличивает температуру в этой области, что, в свою очередь, повышает темп ядерных реакций с участием ядер гелия и увеличивает мощность энерговыделения. Такие условия выполняются, например, в веществе, давление которого поддерживается давлением вырожденного газа, в котором давление почти не зависит от температуры и поэтому не происходит расширение газа[2][3][4].
Горение гелия характерно тем, что мощность энерговыделения очень сильно зависит от температуры : если аппроксимировать эту зависимость степенным законом то для температуры в диапазоне 1—2⋅108 K величина показателя будет изменяться от 19 до 40, поэтому при гелиевой вспышке рост энерговыделения происходит очень быстро[5]. В общем случае при начале горения гелия не обязательно происходит вспышка, например, если повышение темпа реакций в какой-то области сопровождается её расширением, приводящим к понижению температуры, то гидростатическое равновесие сохраняется и скорость реакции перестаёт расти[4].
Виды гелиевых вспышек
[править | править код]Гелиевая вспышка в ядре
[править | править код]![](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/da/Degenetate.Gas.Pressure.vs.Temperature.plot-ru.svg/220px-Degenetate.Gas.Pressure.vs.Temperature.plot-ru.svg.png)
Чаще всего под гелиевой вспышкой подразумевается начало горения гелия в ядрах звёзд ветви красных гигантов с вырожденным ядром, состоящим из гелия, в котором уже не идут никакие термоядерные реакции, так как водород уже исчерпан, а температура для начала тройной гелиевой реакции недостаточна[1]. Существенное энерговыделение в тройной гелиевой реакции наступает, когда плотность в веществе составляет около 106 г/см3, а температура — около 8⋅107 K. Масса ядра практически не зависит от массы звезды и в этот момент составляет 0,48—0,50 M⊙. Горение гелия повышает температуру ядра, но из-за вырожденного состояния вещества в нём давление не увеличивается, ядро не расширяется и не охлаждается, нарастание температуры увеличивает скорость энерговыделения, энерговыделение, в свою очередь, увеличивает температуру, при этом процесс развивается лавинообразно, поэтому происходит гелиевая вспышка[6][7].
Вырожденные ядра возникают на определённом этапе звёздной эволюции в звёздах с массой менее 2,3 M⊙, а принципиально тройная гелиевая реакция может происходить только в ядрах звёзд массивнее 0,5 M⊙ — температура в ядрах более лёгких звёзд на любом этапе их эволюции недостаточна для поддержания горения гелия, и поэтому гелиевая вспышка в ядрах звёзд происходит только у звёзд в диапазоне масс 0,5—2,3 M⊙[6]. У более массивных звёзд может происходить аналогичный процесс с горением углерода — углеродная детонация[8][7].
Поначалу энерговыделение растёт довольно медленно — за срок порядка нескольких сотен тысяч лет мощность, выделяемая гелиевым ядром, достигает приблизительно 1000 L⊙. Всего через несколько лет после этого мощность доходит до величины порядка 1010—1011 L⊙, сравнимой со светимостью галактик, и держится на таком уровне несколько секунд. Резкого повышения светимости звезды при этом не наблюдается: энергия, выделяемая в гелиевой вспышке в ядре, не доходит до поверхности звезды, а поглощается внешними слоями и ядром, которое разогревается до такой степени, что перестаёт быть вырожденным, расширяется и охлаждается. Темп реакций понижается, а из-за расширения ядра водородный слоевой источник водородного горения, переместившийся в более холодные области, на короткий срок прекращает вырабатывать энергию. Горение гелия продолжается с меньшей интенсивностью — таким образом, гелиевая вспышка завершается[9][10].
После гелиевой вспышки ядро увеличивается, становится менее плотным и более холодным, чем было до неё. Энерговыделение в водородном слоевом источнике оказывается значительно меньше, чем было до вспышки, поэтому общее энерговыделение звезды уменьшается. Как следствие, светимость падает приблизительно на порядок, что означает уменьшение давления излучения, и поэтому внешние оболочки звезды сжимаются[11][12]. В результате за срок около 104 лет звезда переходит с вершины ветви красных гигантов на горизонтальную ветвь[13]. В ходе этого процесса звезда также может потерять часть массы[14][15].
Центральные части ядра звёзды ветви красных гигантов испускают нейтрино в большом количестве, следовательно, перед гелиевой вспышкой максимальная температура достигается не в самом центре звезды, а на определённом расстоянии от него из-за нейтринного охлаждения. Именно там гелиевая вспышка и случается, поэтому после неё вырождение снимается только с внешних слоёв, но не с внутренних. До тех пор, пока уравнение состояния вещества звезды не становится близким к уравнению состояния идеального газа, а горение гелия не происходит в центре звезды, происходит ещё несколько более слабых, вторичных гелиевых вспышек — от начала первой до окончания последней проходит около 106 лет, а всего за это время около 5 % гелия в ядре превращается в углерод[9][10].
Слоевая гелиевая вспышка
[править | править код]![](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f2/Evolution_on_the_TP-AGB-ru.svg/300px-Evolution_on_the_TP-AGB-ru.svg.png)
Слоевая гелиевая вспышка случается у звёзд асимптотической ветви гигантов, которые имеют инертное ядро, состоящее из углерода и кислорода. Их ядро окружено тонким слоем гелия, а внешние слои состоят в основном из водорода. Изначально происходит горение гелия в слоевом источнике, но в какой-то момент гелий исчерпывается, а на границе гелия и водорода начинает идти превращение водорода в гелий. В результате масса слоя гелия постепенно увеличивается, и через некоторое время условия в нём становятся подходящими для горения гелия. Необходимая для этого масса гелиевой оболочки зависит от массы ядра: при массе ядра в 0,8 M⊙ она составляет около 10−3 M⊙, и уменьшается с увеличением массы ядра[2][16].
В отличие от гелиевой вспышки в ядре, в данном случае слой гелия не вырожден, поэтому начинает расширяться после начала реакций. Однако пока слой гелия достаточно тонкий, расширение приводит не к его охлаждению, а к нагреванию. Для объяснения этого можно рассмотреть слой гелия толщиной внутренняя граница которого находится на расстоянии от центра звезды, а внешняя ― на расстоянии При можно выразить где ― неизменная масса слоя, ― его плотность. Таким образом, можно связать возможные изменения этих величин в предположении, что остаётся неизменным[16][17]:
Давление в слое гелия определяется внешними слоями, которые поднимаются и опускаются вместе с расширением или сжатием слоя гелия. Поэтому изменение давления может быть выражено через расширение, а значит, и через изменение плотности[16][17]:
Уравнение состояния для слоя гелия в любом случае имеет следующий вид, где ― температура, а и ― положительные константы[16][17]:
Если выразить изменение давления через изменение плотности, получится[16][17]:
Таким образом, если слой гелия достаточно тонкий и , то значение в скобках оказывается отрицательным. Это значит, что расширение слоя гелия и уменьшение его плотности приводит к увеличению его температуры. В этом случае гелиевая вспышка развивается и достигает максимальной мощности около 107—108 L⊙. Расширение гелиевой оболочки перемещает область, где сгорает водород, в более холодные и менее плотные части звезды, поэтому горение водорода прекращается, но после окончания слоевой гелиевой вспышки продолжается стабильное горение гелия. Весь описанный процесс также называется тепловой пульсацией (англ. thermal pulse) и длится несколько сотен лет, при нём наблюдается временное падение светимости звезды[2][16][17].
Через некоторое время гелий исчерпывается и в звезде начинает сгорать водород, увеличивая массу слоя гелия. Когда тот достигает определённой массы, гелиевая вспышка повторяется ― она может происходить многократно, до тех пор, пока водород полностью не исчерпывается из-за термоядерных реакций и сильного звёздного ветра. После этого звезда покидает асимптотическую ветвь гигантов, сжимается и становится планетарной туманностью. Интервал времени между слоевыми вспышками зависит от массы ядра и может быть выражен формулой где выражено в годах, ― в массах Солнца[2][18].
Гелиевая вспышка в белых карликах и нейтронных звёздах
[править | править код]Гелиевая вспышка также может произойти в белом карлике, на который аккрецирует вещество звезды-компаньона. Например, если образуется гелиевый белый карлик с массой более 0,6 M⊙, то в нём развивается гелиевая вспышка, при которой выделяется энергия около 1044 Дж. При этом происходит разлёт вещества белого карлика и наблюдается взрыв сверхновой типа I. Также вспышка может случиться, если происходит аккреция гелия на углеродно-кислородный белый карлик: когда масса гелия составляет 0,1—0,3 M⊙, происходит вспышка, при которой белый карлик может как полностью разлететься, так и уцелеть[2][19].
Если происходит аккреция гелия на нейтронную звезду, то в её оболочке также могут случаться периодические гелиевые вспышки, и в таком случае нейтронная звезда наблюдается как барстер[2][20].
Примечания
[править | править код]- ↑ 1 2 Батурин В. А., Миронова И. В. Гелиевая вспышка в ядре . Глоссарий Астронет. Дата обращения: 7 мая 2021. Архивировано 7 мая 2021 года.
- ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Гелиевая вспышка . Энциклопедия физики и техники. Дата обращения: 7 мая 2021. Архивировано 8 мая 2021 года.
- ↑ Darling D. Helium flash . Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 7 мая 2021. Архивировано 12 мая 2021 года.
- ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 148—149, 189—190.
- ↑ Kippenhahn et al., 2012, pp. 401—402.
- ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 141, 148, 161.
- ↑ 1 2 Karttunen et al., 2007, p. 250.
- ↑ Батурин В. А., Миронова И. В. Углеродная детонация . Глоссарий Астронет. Дата обращения: 8 мая 2021. Архивировано 5 июня 2020 года.
- ↑ 1 2 Kippenhahn et al., 2012, pp. 401—407.
- ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 148—149.
- ↑ Heydari-Malayeri M. Helium flash . An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics. Дата обращения: 10 мая 2021. Архивировано 10 мая 2021 года.
- ↑ Ciardullo R. The Helium Flash . Penn State. Дата обращения: 10 мая 2021. Архивировано 15 февраля 2020 года.
- ↑ Самусь Н. Н. Переменные звезды. 2.5. Переменные типа RR Лиры. Типы по ОКПЗ: RRAB, RRC, RR(B) . Астрономическое наследие. Дата обращения: 7 мая 2021. Архивировано 3 февраля 2021 года.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 163—165.
- ↑ Karttunen et al., 2007, p. 249.
- ↑ 1 2 3 4 5 6 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 189—193.
- ↑ 1 2 3 4 5 Kippenhahn et al., 2012, pp. 419—422.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 189—197.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 225—228.
- ↑ Барстеры . Энциклопедия физики и техники. Дата обращения: 8 мая 2021. Архивировано 21 июля 2020 года.
Литература
[править | править код]- Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy (англ.). — 5th Edition. — Berlin—Heidelberg—N. Y.: Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7. Архивная копия от 5 июня 2020 на Wayback Machine
- Kippenhahn R., Weigert A., Weiss A. Stellar Structure and Evolution (англ.). — Springer, 2012. — 606 p. — ISBN 978-3-642-30304-3.
- Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations (англ.). — Chichester: John Wiley & Sons, 2005. — 338 p. — ISBN 978-0-470-09219-X.
Эта статья входит в число добротных статей русскоязычного раздела Википедии. |