Русская Википедия:Гелиевая вспышка
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
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]Шаблон:Sfn.
Горение гелия характерно тем, что мощность энерговыделения <math>P</math> очень сильно зависит от температуры <math>T</math>: если аппроксимировать эту зависимость степенным законом <math>P \propto T^\nu,</math> то для температуры в диапазоне 1—2Шаблон:E K величина показателя <math>\nu</math> будет изменяться от 19 до 40, поэтому при гелиевой вспышке рост энерговыделения происходит очень быстроШаблон:Sfn. 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 растиШаблон:Sfn.
Виды гелиевых вспышек
Гелиевая вспышка в ядре
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 Шаблон:E г/см3, а температура — около 8Шаблон:E K. Масса ядра практически не зависит от массы звезды и в этот момент составляет 0,48—0,50 Шаблон:Mo. 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 вспышкаШаблон:SfnШаблон:Sfn.
Вырожденные ядра возникают на определённом этапе звёздной эволюции в звёздах с массой менее 2,3 Шаблон:Mo, а принципиально тройная гелиевая реакция может происходить только в ядрах звёзд массивнее 0,5 Шаблон:Mo — 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 Шаблон:MoШаблон:Sfn. У более массивных звёзд может происходить аналогичный процесс с горением углерода — углеродная детонация[4]Шаблон:Sfn.
Поначалу энерговыделение растёт довольно медленно — за срок порядка нескольких сотен тысяч лет мощность, выделяемая гелиевым ядром, достигает приблизительно 1000 Шаблон:Lo. Всего через несколько лет после этого мощность доходит до величины порядка Шаблон:E—Шаблон:E Шаблон:Lo, 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 завершаетсяШаблон:SfnШаблон:Sfn.
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[5][6]. В результате за срок около Шаблон:E лет звезда переходит с вершины ветви красных гигантов на горизонтальную ветвь[7]. В ходе этого процесса звезда также может потерять часть массыШаблон:SfnШаблон:Sfn.
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 Шаблон:E лет, а всего за это время около 5 % гелия в ядре превращается в углеродШаблон:SfnШаблон:Sfn.
Слоевая гелиевая вспышка
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 Шаблон:Mo она составляет около Шаблон:E Шаблон:Mo, и уменьшается с увеличением массы ядра[2]Шаблон:Sfn.
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 <math>s,</math> внутренняя граница которого находится на расстоянии <math>r_0</math> от центра звезды, а внешняя ― на расстоянии <math>r = r_0 + s.</math> При <math>s \ll r_0</math> можно выразить <math>m \propto \rho r_0^2 s,</math> где <math>m</math> ― неизменная масса слоя, <math>\rho</math> ― его плотность. Таким образом, можно связать возможные изменения этих величин в предположении, что <math>r_0</math> остаётся неизменнымШаблон:SfnШаблон:Sfn:
- <math>\frac{d \rho}{\rho} = -\frac{ds}{s} = -\frac{r}{s} \frac{dr}{r}.</math>
Давление в слое гелия определяется внешними слоями, которые поднимаются и опускаются вместе с расширением или сжатием слоя гелия. Поэтому изменение давления <math>P</math> может быть выражено через расширение, а значит, и через изменение плотностиШаблон:SfnШаблон:Sfn:
- <math>\frac{d P}{P} = -4\frac{dr}{r} = 4\frac{s}{r} \frac{d\rho}{\rho}.</math>
Уравнение состояния для слоя гелия в любом случае имеет следующий вид, где <math>T</math> ― температура, а <math>\alpha</math> и <math>\beta</math> ― положительные константыШаблон:SfnШаблон:Sfn:
- <math>\frac{d P}{P} = \alpha \frac{d\rho}{\rho} + \beta \frac{dT}{T}.</math>
Если выразить изменение давления через изменение плотности, получитсяШаблон:SfnШаблон:Sfn:
- <math>\frac{d\rho}{\rho} \left(4\frac{s}{r} - \alpha \right) = \beta \frac{dT}{T}.</math>
Таким образом, если слой гелия достаточно тонкий и <math display="inline">4\frac{s}{r} < \alpha</math>, 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 Шаблон:E—Шаблон:E Шаблон:Lo. 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 (Шаблон:Lang-en) и длится несколько сотен лет, при нём наблюдается временное падение светимости звезды[2]Шаблон:SfnШаблон:Sfn.
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 <math>\Delta t</math> между слоевыми вспышками зависит от массы ядра <math>M_c</math> и может быть выражен формулой <math>\lg \Delta t = 7{,}55 - 4{,}5~M_c,</math> где <math>\Delta t</math> выражено в годах, <math>M_c</math> ― в массах Солнца[2]Шаблон:Sfn.
Гелиевая вспышка в белых карликах и нейтронных звёздах
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 Шаблон:Mo, то в нём развивается гелиевая вспышка, при которой выделяется энергия около Шаблон:E 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 Шаблон:Mo, происходит вспышка, при которой белый карлик может как полностью разлететься, так и уцелеть[2]Шаблон:Sfn.
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][8].
Примечания
Литература
Шаблон:ВС Шаблон:Звёзды Шаблон:Добротная статья
