Спалах гелієвого ядра

Спа́лах ге́лієвого ядра́ — вибухоподібний початок термоядерної реакції перетворення гелію на карбон, що відбувається у вироджених ядрах зір із масою від 0,5 до 2,25 M_☉ на вершині відгалуження червоних гігантів[1].

На цей час у зорі утворюється ядро, що складається здебільшого з гелію (Гідроген у ньому майже повністю «вигорів»). Горіння Гідрогену триває у вузькому шарі навколо ядра, а температура в ядрі зорі сягає 100—200 млн. К. Ядро поступово збільшується та стискається. Потрійна альфа-реакція розпочинається, коли маса ядра становитиме близько 0,45 M_☉.

Потрійна гелієва реакція

Швидкість перебігу потрійної альфа-реакції сильно залежить від температури. У той же час тиск виродженого електронного газу в ядрі від температури майже не залежить. Із початком реакції температура в ядрі починає зростати. За звичайних умовах це призвело б до збільшення тиску, розширення ядра та сповільнення реакції. Однак у стані виродженості цього не відбувається, температура продовжує зростати, реакція дедалі прискорюється й набуває ланцюгового характеру. Процес розвивається доки за наявної густини не буде досягнуто температури виродження. Тоді електронний газ набуває властивостей ідеального, його тиск починає зростати з температурою й ядро бурхливо розширюється. Зменшення густини в ядрі сповільнює перебіг реакції, зоря утворює нову рівноважну конфігурацію. Подальше горіння гелію відбувається спокійно.

Спалах відбувається за дуже короткий час (лічені хвилини) і світність ядра зорі у максимумі перевищує сонячну в десятки мільярдів раз. Перебіг процесу ззовні непомітний і лише через деякий час світність зорі значно зростає на термін 10⁴-10⁵ років. Найімовірніше, внаслідок спалаху зоря втрачає деяку масу, однак чітких розрахунків щодо величини втрат наразі немає[1].

У зорях, маса яких на головній послідовності перевищує 2,25 сонячної, потрійна гелієва реакція розпочинається на ранішій стадії еволюції, коли електронний газ у ядрі ще не вироджений, і вона відбувається спокійно, без спалаху[1]. У зорях, маса яких менша 0,5 M_☉, умови для термоядерного горіння гелію ніколи не виникають.

Еволюція після головної послідовності[2]

Червоні гіганти

В процесі вигорання водню в центрі маломасивної зорі формується гелієве ядро. Вказана стадія еволюції маломасивних зір – стадія червоних гігантів - характеризується стисканням гелієвого ядра і продовжується до того моменту, коли температура досягає рівня необхідного для горіння гелію. На цій стадії паралельно з-за стисканням і нагріву ядра зростає температура навколишнього газу, тому відбувається інтенсивне горіння водню в вузькому сферичному шарі навколо зорі. Зовнішні шари зорі розширюються, охолоджуються і в оболонці розвиваються інтенсивна конвекція.

В зорях з масами від 0.6 до 2 мас Сонця температура і густина речовини в гелієвому ядрі залишаються відносно низькими тому електронний газ є вироджений. Тому таке ядро є фактично ізотермічним і коли температура досягає критичного рівня гелій починає горіти зразу ж у цілому ядрі. Це називається гелієвий спалах[3]. В цей момент на протязі кількох секунд світність ядра складає $10^{11}$ світностей Сонця. Проте гелієвий спалах не досягає поверхні зорі.

На стадії червоних гігантів (червоне коло – гелієвий спалах) зоря рухається до треку Хаяші.

Світності зір на стадії червоних гігантів можуть досягати трьох тисяч світностей Сонця, це зорі спектральних класів K чи M, їх ефективні температури 3,000–4,000 K, а радіуси досягають 200 радіусів Сонця. На цій стадії зорі можуть перебувати до 1 млрд років.

В верхній точці світності зір подібні, тому такі об’єкти використовують для визначення відстаней.

На цій стадії зоря помірно втрачає масу (порядка 0.1 маси Сонця)

${\dot {M}}=-4\times 10^{-13}\eta {\frac {LM}{R}}{\frac {R_{\odot }}{L_{\odot }M_{\odot }}}M_{\odot }/yr$

Горизонтальна вітка гігантів

Зразу ж після гелієвого спалаху зоря веде себе досить хаотично і виходить на горизонтальну вітку гігантів нульового віку. Ця фаза характеризується горінням гелію в ядрі і водню в вузькому шарі оболонки навколо гелієвого ядра.

Світність зорі на цій стадії визначається масою гелієвого ядра і приблизно постійна для зір маса, яких не перевищує 1.5 маси Сонця. Тому на діаграмі Гершпрунга-Рессела зорі на цій фазі формують приблизно горизонтальну лінію. Ця лінія пересікає полосу нестійкості, якій відповідають змінні зорі RR Lirae. Для цих змінних зір існує чітке співвідношення період- світність і це дозволяє визначати відстань до таких об’єктів. Ця фаза продовжується до 100 млн років.

По мірі вигорання гелію в центрі зорі формується С і О ядро.

Асимптотична вітка гігантів

Ця фаза еволюція характеризуюється двома шарами горіння (гелєвого і водневого) навколо вуглецево-кисневого ядра.

Спалахи горіння гелію в оболонці – в гелієвий шар постійно надходить норвий гелій, який утворюється в результаті горіння водню в зовнішній оболонці. Оскільки електронний газ тут частково вироджений, то час від часу відбуваються спалахи горіння гелію (як в червоних гігантах, тільки в оболонці).

На цій стадії спсотерігаються змінні зорі з періодом кілька сотень днів. На цій садії зорі інтенсивно втрачають масу

${\frac {dM}{dt}}\thicksim 10^{-4}M_{\odot }yr^{-1}$

Зовнішні шари зорі дуже протяжні (кілька астрономічних одиниць). Втрата маси, пульсації призводять до того, що зоря скидає за сотні тисяч років оболонку. В результаті оболонка перетворюється в планетарну туманність, а ядро маломасивної зорі в в кінці кінців стає С-О білим карликом.

Гелієвий спалах у білих карликах

Гелієвий спалах також може статися у білому карлику. Наприклад, якщо утворюється білий гелієвий карлик з масою більше 0,6 M⊙, то в ньому розвивається гелієвий спалах, при якому виділяється енергія близько $10^{44}$ Дж. При цьому відбувається розліт речовини білого карлика і спостерігається вибух наднової типу I. Також спалах може статися, якщо відбувається акреція гелію на вуглецево-кисневий білий карлик: коли маса гелію становить 0,1-0,3 M⊙, відбувається спалах, при якому білий карлик може повністю розлетітися, або вціліти^{[джерело?]}.

Посилання

Спалах гелієвого ядра // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — 548 с. : іл. — ISBN 966-613-263-X.
Засов А. В., Постов К. А. (2006). Общая астрофизика. с. 496. ISBN 5-85099-169-7.
Лонгейр, М. (1983). Астрофизика высоких энергий. Москва: Пер. с англ. - М.: Мир. с. 400.

This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.

[АЕССпа-1] Спалах гелієвого ядра // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — 548 с. : іл. — ISBN 966-613-263-X.

[2] Засов А. В., Постов К. А. (2006). Общая астрофизика. с. 496. ISBN 5-85099-169-7.

[3] Лонгейр, М. (1983). Астрофизика высоких энергий. Москва: Пер. с англ. - М.: Мир. с. 400.