Гелієва зоря

Гелієва зоря — зоря спектрального класу O або B (синього кольору), яка має надзвичайно сильні лінії гелію та слабші, ніж зазвичай, лінії водню, що вказує на сильні зоряні вітри та втрату маси зовнішньої оболонки. Екстремальні гелієві зорі зовсім не мають водню у своїх спектрах. Повністю гелієві зорі лежали б на гелієвій головній послідовності або поблизу неї, аналогічній головній послідовності, утвореній більш поширеними водневими зорями^[1].

Термінологія

Раніше термін «гелієва зоря» вживали як синонім до зір спектрального класу B, але таке використання нині вважають застарілим^[2].

Термін «гелієва зоря» також застосовують до гіпотетичних зір, які можуть виникати внаслідок злиття двох гелієвих білих карликів із сумарною масою щонайменше 0,5 сонячної маси та подальшого запуску термоядерного горіння гелію. Тривалість їхнього існування становить кілька сотень мільйонів років. Вважають, що саме таким шляхом утворюються екстремальні гелієві зорі.

Опис

Гелієва головна послідовність — це лінія на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, де розташовані молоді гелієві зорі. Вона проходить переважно паралельно і лівіше (тобто за вищих температур), ніж звичайна воднева головна послідовність, хоча за великих мас і світностей вигинається праворуч і навіть перетинає її. Тому чисто гелієві зорі мають максимальну температуру приблизно від 100 000 К до 150 000 К залежно від металічності, оскільки висока світність спричиняє значне розширення зоряної оболонки^[3].

Останніми роками спостереження підтверджують, що гелієві зорі можуть перетворюватися на інші типи зоряних об'єктів. Блакитна система-попередник наднової типу Iax SN 2012Z у спіральній галактиці NGC 1309 подібна до попередника галактичної гелієвої нової V445 Корми, що свідчить: SN 2012Z могла бути вибухом білого карлика, який акреціює речовину від гелієвої зорі-компаньйона. Спостереження також вказують на формування зростаючої гелієвої зорі, яка в майбутньому може перетворитися на червоного гіганта після втрати своєї водневої оболонки^[4].

Див. також

Примітки

↑ 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.
↑ Frost, E. B.; Barrett, S. B.; Struve, O. (1926). Radial velocities of 368 helium stars. The Astrophysical Journal. 64 (5): 283—285. Bibcode:1926ApJ....64....1F. doi:10.1086/142986. PMC 1084541. PMID 16587079.
↑ Köhler, K.; Langer, N.; de Koter, A.; De Mink, S.E.; Crowther, P.A.; Evans, C.J. та ін. (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.

[yoon-1] 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.

[2] Frost, E. B.; Barrett, S. B.; Struve, O. (1926). Radial velocities of 368 helium stars. The Astrophysical Journal. 64 (5): 283—285. Bibcode:1926ApJ....64....1F. doi:10.1086/142986. PMC 1084541. PMID 16587079.

[3] Köhler, K.; Langer, N.; de Koter, A.; De Mink, S.E.; Crowther, P.A.; Evans, C.J. та ін. (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.

[4] 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.

[1]

[2]

[3]

[4]