Vätebrist stjärna
En vätebrist stjärna är en typ av stjärna som har lite eller inget väte i sin atmosfär. Vätebrist är ovanligt i en stjärna, eftersom väte vanligtvis är det vanligaste grundämnet i en stjärnatmosfär. Trots att de är sällsynta finns det en mängd olika stjärntyper som uppvisar vätebrist.
Observationshistoria
Stjärnor med vätebrist hade noterats innan upptäckten av deras vätebrist. År 1797 Edward Pigott den djupa variationen i stjärnstorleken hos R Coronae Borealis (R CrB). 1867 upptäckte Charles Wolf och Georges Rayet en ovanlig utsläppslinjestruktur i Wolf-Rayet-stjärnorna .
Vätebrist i en stjärna upptäcktes först 1891 av Williamina Fleming , där hon sa att "spektrumet av υ Sgr är anmärkningsvärt eftersom vätelinjerna är mycket svaga och av samma intensitet som de ytterligare mörka linjerna". 1906 Hans Ludendorff att Hγ Balmer spektrallinjer saknades i R CrB.
Det troddes allmänt på den tiden att alla stjärnatmosfärer innehåller väte, så dessa observationer diskonterades. Inte förrän kvantitativa spektralmätningar blev tillgängliga 1935-1940 började astronomer acceptera att stjärnor som R CrB och υ Sgr var vätebrist. Från och med 1970 var relativt få av dessa stjärnor kända. Storskaliga stjärnundersökningar sedan dess har avsevärt ökat antalet och variationen av kända stjärnor med vätebrist. Från och med 2008 var cirka 2 000 stjärnor med vätebrist kända.
Klassificering
Trots att de är relativt sällsynta finns det många olika typer av stjärnor med vätebrist. De kan grupperas i fem allmänna klasser: massiva stjärnor eller stjärnor i övre huvudsekvensen, superjättar med låg massa, heta subdvärgstjärnor, centrala stjärnor i planetariska nebulosor och vita dvärgar. Det har funnits andra klassificeringssystem, till exempel ett baserat på kolinnehåll.
Massiva stjärnor
Wolf-Rayet-stjärnor visar ljusa band i kontinuerliga spektra som kommer från joniserade atomer som helium. Även om det fanns en del kontroverser, accepterades dessa som vätebristiga stjärnor på 1980-talet. Heliumrika B-stjärnor , såsom σ Orionis E , är kemiskt ovanliga spektrala B- eller OB-huvudsekvensstjärnor som visar starka neutrala heliumlinjer. Vätebristiga binärer , såsom υ Sgr, har heliumlinjer på ett metalliskt spektrum och visar stora radiella hastigheter som tros vara resultatet av Population I-stjärnor som kretsar runt det galaktiska centrumet . Supernovor av typ Ib och Ic visar inga väteabsorptionslinjer och är associerade med stjärnor som har förlorat sitt vätehölje genom kollaps av supernovakärnan .
Lågmassa superjättar
Denna typ av vätebrist stjärna förekommer i sena stadier av stjärnutvecklingen. R CrB-stjärnor är vätebristiga, kolrika stjärnor som är kända för sin ljusvariation; de kan dämpas med fem stjärnor under en period av dagar och sedan återhämta sig. Dessa dämpande händelser uppstår troligen från stjärndynamik i ytan snarare än deras exceptionella kemiska sammansättning. Extrema heliumstjärnor saknar väteemission eller absorptionslinjer, men har starka neutrala heliumlinjer och starka CII- och NII-linjer. Pånyttfödda stjärnor är stjärnor som utvecklas under en period av år för att migrera mellan post-AGB- och AGB-regionerna i Hertzsprung–Russell-diagrammet . Till exempel Sakurais objekt (V4334 Sgr) från en svag blå stjärna 1994 till en gul superjätte 1996. En föreslagen mekanism för denna migration är det slutliga heliumblixtscenariot .
Heta underdvärgar
He-sdB är subdvärgar med klass B- spektra med bredare än vanligt H-, Hel- och Hel-linjer. JL 87 1991 var den första He-sdB-stjärnan som rapporterades. Sedan dess har denna klass av stjärnor visat sig ha ett brett spektrum av väte-till-helium-förhållanden. Kompakta He-sdO-stjärnor har klass O- spektra, är vanligtvis kväverika och kan vara kolrika eller inte. He-sdO-stjärnor med låg gravitation överlappar sina kompakta kusiner, men har lägre ytgravitation. Det antas att R CrB och extrema heliumstjärnor, om de utvecklas till vita dvärgar, skulle bli liknande He-sdO-stjärnor med låg gravitation.
Centrala stjärnor av planetariska nebulosor
Centrala stjärnor i planetariska nebulosor är vanligtvis heta och kompakta. WC-stjärnor är massiva Population I-stjärnor med breda emissionslinjer för Hel-, Hel-, CII-, CIV-, NII- och NIII-joner. De har yttemperaturer från 14 000 K till 270 000 K. Of-WR(C)-stjärnor har starka kolemissionslinjer och visar även vätebrist i den inre delen av sina nebulosor. O(He)-stjärnor kännetecknas av Hel-absorption samtidigt som de har CIV-, NV- och OVI-emissionslinjer. PG1159- stjärnor, även kallade O(C)-stjärnor , domineras av kolabsorptionslinjespektra. De är kända för komplexa pulsationer och är bland de hetaste kända stjärnorna.
Vita dvärgar
De första vita dvärgarna med vätebrist upptäcktes av Milton Humason och Fritz Zwicky 1947 och Willem Luyten 1952. Dessa stjärnor hade inga vätelinjer, men mycket starka HeI-absorptionslinjer. HZ 43 är en sådan stjärna; tidiga ultravioletta observationer visade en temperatur över 100 000 K, men nyare mätningar i långt UV visar en effektiv temperatur på 50 400 K. AM CVn-stjärnor är binära par av vita dvärgar som saknar väte med omloppsstorlekar på endast tiotals jordradier.
Bildning och evolution
Brist på väte beror på stjärnutvecklingen. Under loppet av en stjärnas utveckling kan både förbrukningen av väte vid kärnfusion och avlägsnandet av vätelager genom explosiva processer leda till en brist på väte i atmosfären.
Detaljerade teoretiska modeller är fortfarande i sin linda. Modellering av vätebrist stjärnevolution involverar antingen en enstjärna eller en binär stjärna.
Det har till exempel lagts fram två teorier för att förklara bildandet av extrema heliumstjärnor. Det slutliga heliumblixtscenariot är ett enstjärnigt tillvägagångssätt där en heliumblixt tjänar till att förbruka väte från stjärnans yttre skikt. Det dubbla degenererade scenariot är ett binärstjärnetillvägagångssätt där en mindre degenererad heliumvit dvärg och en större kol-syrevit dvärg kretsar så nära varandra att de så småningom inspireras på grund av gravitationsvågförluster . Vid Roche-gränsen sker massöverföring från helium till kol-syrestjärnan. Den senare genomgår heliumskalsbränning för att bilda en superjätte och utvecklas till en vätebrist stjärna. Det dubbla degenererade scenariot ger en bättre anpassning till observationsdata.
Allmänna referenser
- Jeffery, CS; Heber, U.; Hill, PW; Dreizler, S.; Drilling, JS; Lawson, WA; Leuenhagen, U.; Werner, K. (1996). CS Jeffery och U. Heber (red.). En katalog över stjärnor med vätebrist . Stjärnor med vätebrist Astronomical Society of the Pacific Conference Series. Vol. 96. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific (ASP). s. 471–486. Bibcode : 1996ASPC...96..471J .