Ta članek je med solidnimi članki

Helijev blisk

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje

Izbruh helija je eksploziven začetek jedrskega izgorevanja helija v zvezdi . Pojavi se, če se območje, kjer gori helij, ne more hitro ohladiti z naraščajočo temperaturo, nato pa segrevanje povzroči povečanje hitrosti jedrskih reakcij, kar vodi do še večjega segrevanja snovi. Izbruh helija vpliva na kemično sestavo zvezde in v nekaterih primerih na njeno strukturo.

Običajno helijev izbruh pomeni začetek gorenja helija v jedrih zvezd veje rdečih velikanov , katerih snov je v stanju degeneriranega plina , vendar se helijevi izbruhi drugačne vrste lahko pojavijo v drugih predmetih, na primer v plasti viri asimptotičnih velikanskih vej zvezd ali v belih pritlikavkah .

Specifikacije

Helijev blisk je začetek gorenja helija v zvezdi, ki se pojavi eksplozivno in pri katerem se v kratkem času sprosti velika količina energije. To vodi do spremembe kemične sestave zvezde in lahko povzroči spremembo strukture [1] [2] .

Izbruh helija se pojavi, ko se območje zvezde, kjer helij začne goreti, zaradi raztezanja ne more hitro ohladiti z naraščajočo temperaturo, saj segrevanja ne spremlja povečanje tlaka. V tem primeru energija, ki se sprosti med zgorevanjem helija, poveča temperaturo v tem območju, kar posledično poveča hitrost jedrskih reakcij s sodelovanjem helijevih jeder in poveča moč sproščanja energije. Takšni pogoji so na primer izpolnjeni v snovi, katere tlak se vzdržuje s tlakom degeneriranega plina , v kateri je tlak skoraj neodvisen od temperature in zato ne širi plina [2] [3][4] .

Za izgorevanje helija je značilno, da je moč sproščanja energije močno odvisna od temperature : če to odvisnost približamo s potenčnim zakonom potem za temperaturo v območju 1—2⋅10 8 K vrednost eksponenta se bo spreminjalo od 19 do 40, zato se pri blisku s helijem poveča sproščanje energije zelo hitro[5] . V splošnem primeru, ko se začne zgorevanje helija, ni nujno, da pride do utripa, na primer, če povečanje hitrosti reakcij v nekem območju spremlja njegovo širjenje, kar vodi do znižanja temperature, potem hidrostatično ravnotežje se ohrani in hitrost reakcije preneha rasti[4] .

Vrste helijevih žarkov

Helijev blisk v jedru

Odvisnost tlaka od temperature za degenerirane in idealne pline

Najpogosteje blisk helija pomeni začetek gorenja helija v jedrih zvezd veje rdečih velikanov z degeneriranim jedrom, sestavljenim iz helija , v katerem ne potekajo termonuklearne reakcije, saj je vodik že izčrpan, in temperatura za začetek trojne helijeve reakcije ni zadosten [1] . Znatno sproščanje energije v trojnem alfa procesu se pojavi, ko je gostota v materialu približno 10 6 g / cm 3, temperatura pa približno 7 8⋅10 K. Masa jedra je praktično neodvisna od mase zvezde in je v tem trenutku 0,48-0,50 M . Zgorevanje helija poviša temperaturo jedra, vendar se zaradi degeneriranega stanja snovi v njem tlak ne poveča, jedro se ne razširi in ne ohladi, povečanje temperature poveča hitrost sproščanja energije, sproščanja energije. , posledično zvišuje temperaturo, medtem ko se proces razvija kot plaz, zato pride do utripa helija[6][7] .

Degenerirana jedra se pojavijo na določeni stopnji evolucije zvezd pri zvezdah z maso manj kot 2,3 M in načeloma se lahko trojna helijeva reakcija pojavi le v jedrih zvezd, masivnejših od 0,5 M - temperatura v jedrih lažje zvezde na kateri koli stopnji njihove evolucije ne zadoščajo za vzdrževanje gorenja helija, zato se helijev izbruh v jedrih zvezd pojavlja le pri zvezdah v masnem območju 0,5-2,3 M [6] . Pri masivnejših zvezdah se lahko zgodi podoben proces z izgorevanjem ogljik- ogljične detonacije [8][7] .

Sprva sproščanje energije raste precej počasi - v obdobju več sto tisoč let moč, ki jo sprosti helijevo jedro, doseže približno 1000 L . Le nekaj let za tem moč doseže vrednost reda 10 10 -10 11 L , primerljivo s svetilnostjo galaksij , in ostane na tej ravni nekaj sekund. Močnega povečanja svetilnosti zvezde v tem primeru ne opazimo: energija, ki se sprosti pri blisku helija v jedru, ne doseže površine zvezde, ampak jo absorbirajo zunanje plasti in jedro, ki se segreje do do te mere, da preneha degenerirati, se razširi in ohladi. Hitrost reakcij se zmanjša, zaradi širjenja jedra pa vir zgorevanja vodika vodikovega sloja, ki se je preselil v hladnejše predele, za kratek čas preneha proizvajati energijo. Gorenje helija se nadaljuje z manjšo intenzivnostjo – tako se helijev utrip konča[9] [10] .

Po utripu helija se jedro poveča, postane manj gosto in hladnejše, kot je bilo pred njim. Izkazalo se je, da je sproščanje energije v viru vodikove plasti veliko manjše, kot je bilo pred izbruhom, zato se celotno sproščanje energije zvezde zmanjša. Posledično se svetilnost zmanjša za približno red velikosti, kar pomeni zmanjšanje sevalnega tlaka, zato so zunanje lupine zvezde stisnjene [11] [12] . Posledično v obdobju približno 10 4 let zvezda preide z vrha veje rdečih velikanov v vodoravno vejo [13] . Med tem procesom lahko zvezda tudi izgubi nekaj svoje mase [14] [15] .

Osrednji deli jedra zvezde veje rdečih velikanov oddajajo nevtrine v velikih količinah, zato je pred izbruhom helija najvišja temperatura dosežena ne v samem središču zvezde, ampak na določeni razdalji od nje zaradi do nevtrinskega hlajenja . Tam se pojavi blisk helija, zato se po njem degeneracija odstrani le iz zunanjih plasti, ne pa tudi iz notranjih. Do enačba stanja materije zvezde postane blizu enačbe stanja idealnega plina , in helij ne gorijo v središču zvezde, še vedno obstajajo številne šibkejši, sekundarne helijeve rakete - približno 10 6 let preide iz od začetka prvega do konca zadnjega in v tem času se približno 5 % helija v jedru pretvori v ogljik[9] [10] .

Plasti helijev blisk

Spremembe parametrov zvezde kot posledica toplotnih pulzacij

Plasti helijevih izbruhov se pojavljajo v asimptotičnih velikanskih vejah zvezdah, ki imajo inertno jedro iz ogljika in kisika . Njihovo jedro je obdano s tanko plastjo helija , zunanje plasti pa so sestavljene večinoma iz vodika . Sprva pride do izgorevanja helija v večplastnem viru, vendar se v nekem trenutku helij izčrpa, na meji helija in vodika pa se začne pretvorba vodika v helij. Posledično se masa helijeve plasti postopoma povečuje, čez nekaj časa pa pogoji v njej postanejo primerni za zgorevanje helija. Masa helijeve lupine, ki je potrebna za to, je odvisna od mase jedra: z maso jedra 0,8 M je približno 10 −3 M in se z naraščanjem mase jedra zmanjšuje [2] [ 16] .

Za razliko od poka helija v jedru, v tem primeru plast helija ni degenerirana, zato se po začetku reakcij začne širiti. Dokler je plast helija dovolj tanka, ekspanzija ne vodi do njenega hlajenja, temveč do segrevanja. Da bi to razložili, lahko upoštevamo plast helija z debelino katerega notranja meja je oddaljena od središča zvezde, zunanji pa - na daljavo Pri se lahko izrazi kje - konstantna masa sloja, - njegova gostota. Tako lahko povežemo možne spremembe teh količin ob predpostavki, da ostane nespremenjen [16] [17] :

Tlak v sloju helija določajo zunanje plasti, ki se dvigajo in padajo s širitvijo ali krčenjem helijeve plasti. Zato se tlak spremeni lahko izrazimo v smislu raztezanja in s tem v smislu spremembe gostote [16] [17] :

V vsakem primeru ima enačba stanja za plast helija naslednjo obliko, kjer - temperatura in in - pozitivne konstante [16] [17] :

Če spremembo tlaka izrazimo s spremembo gostote, dobimo [16] [17] :

Torej, če je plast helija dovolj tanka in , potem se izkaže, da je vrednost v oklepaju negativna. To pomeni, da širjenje plasti helija in zmanjšanje njegove gostote vodi do zvišanja njegove temperature. V tem primeru se razvije blisk helija in doseže največjo moč približno 10 7 -10 8 L . Razširitev helijeve ovojnice premakne območje, kjer vodik gori, na hladnejše in manj goste dele zvezde, zato se gorenje vodika ustavi, po koncu helijevega vžiga pa se stabilno gorenje helija nadaljuje. Celoten opisani proces imenujemo tudi toplotno pulziranje ( angl. Thermal pulse) in traja več sto let, opazimo pa začasen padec svetilnosti zvezd [2] [16] [17] .

Čez nekaj časa se helij izčrpa in vodik začne goreti v zvezdi, kar poveča maso plasti helija. Ko doseže določeno maso, se helijev blisk ponovi - lahko se zgodi večkrat, dokler se vodik zaradi termonuklearnih reakcij in močnega zvezdnega vetra popolnoma ne izčrpa. Po tem zvezda zapusti asimptotično vejo velikanov, se skrči in postane planetarna meglica . Časovni interval med izbruhi plasti je odvisna od mase jedra in se lahko izrazi s formulo kje izraženo v letih - v masah Sonca [2] [18] .

Helijev izbruh v belih pritlikavkah in nevtronskih zvezdah

Izbruh helija se lahko pojavi tudi pri belem pritlikavcu , na katerega se nabira snov iz spremljevalne zvezde. Če na primer nastane helijev beli pritlikavec z maso večjo od 0,6 M , potem se razvije helijev blisk, pri katerem se sprosti energija približno 10 J 44. Ko se to zgodi, je disperzija belega pritlikavka opazila izbruh supernove tipa I. blisk se lahko pojavi, če se helij akreira na belo pritlikavko iz ogljika in kisika: ko je masa helija 0,1–0,3 M , pride do izbruha, pri katerem lahko beli škrat bodisi popolnoma razleti ali preživi [2] [19] .

Če se helij akreira na nevtronsko zvezdo , se lahko v njeni ovojnici pojavijo tudi periodični izbruhi helija in v tem primeru nevtronsko zvezdo opazimo kot razpok [2] [20] .

Opombe (uredi)

  1. 1 2 Baturin V.A., Mironova I.V. Helijev blisk v jedru . Slovarček Astronet . Datum zdravljenja: 7. maj 2021.
  2. 1 2 3 4 5 6 7 Helijev blisk . Enciklopedija fizike in tehnologije . Datum zdravljenja: 7. maj 2021.
  3. ^ Darling D. Helijev blisk . Internetna enciklopedija znanosti . Datum zdravljenja: 7. maj 2021.
  4. 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , str. 148-149, 189-190.
  5. Kippenhahn et al., 2012 , str. 401-402.
  6. 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , str. 141, 148, 161.
  7. 1 2 Karttunen et al., 2007 , str. 250.
  8. Baturin V.A., Mironova I.V. Detonacija ogljika . Slovarček Astronet . Datum zdravljenja: 8. maj 2021.
  9. 1 2 Kippenhahn et al., 2012 , str. 401-407.
  10. 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , str. 148-149.
  11. Heydari-Malayeri M. Helijev blisk . Etimološki slovar za astronomijo in astrofiziko . Datum zdravljenja: 10. maj 2021.
  12. Ciardullo R. Helijev blisk . Penn State .
  13. Samus N. N. Spremenljive zvezde . 2.5. Spremenljivke tipa RR Lyrae. Vrste GCVS: RRAB, RRC, RR (B) . Astronomska dediščina . Datum zdravljenja: 7. maj 2021.
  14. Salaris, Cassisi, 2005 , str. 163-165.
  15. Karttunen et al., 2007 , str. 249.
  16. 1 2 3 4 5 6 Salaris, Cassisi, 2005 , str. 189-193.
  17. 1 2 3 4 5 Kippenhahn et al., 2012 , str. 419-422.
  18. Salaris, Cassisi, 2005 , str. 189-197.
  19. Salaris, Cassisi, 2005 , str. 225-228.
  20. Busters nedoločeno . Enciklopedija fizike in tehnologije . Datum zdravljenja: 8. maj 2021.

Literatura