Тройная гелиевая реакция
Ге?лиевая вспы?шка
? 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
.
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]
[4]
.
Горение гелия характерно тем, что мощность энерговыделения
очень сильно зависит от температуры
: если аппроксимировать эту зависимость степенным законом
то для температуры в диапазоне 1?2?10
8
K
величина показателя
будет изменяться от 19 до 40, поэтому при гелиевой вспышке рост энерговыделения происходит очень быстро
[5]
. 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 расти
[4]
.
Зависимость давления от температуры для
вырожденного
и
идеального
газов
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 10
6
г/см
3
, а температура ? около 8?10
7
K
. Масса ядра практически не зависит от массы звезды и в этот момент составляет 0,48?0,50
M
⊙
. 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 вспышка
[6]
[7]
.
Вырожденные ядра возникают на определённом этапе
звёздной эволюции
в звёздах с массой менее 2,3
M
⊙
, а принципиально тройная гелиевая реакция может происходить только в ядрах звёзд массивнее 0,5
M
⊙
? 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
M
⊙
[6]
. У более массивных звёзд может происходить аналогичный процесс с горением углерода ?
углеродная детонация
[8]
[7]
.
Поначалу энерговыделение растёт довольно медленно ? за срок порядка нескольких сотен тысяч лет мощность, выделяемая гелиевым ядром, достигает приблизительно 1000
L
⊙
. Всего через несколько лет после этого мощность доходит до величины порядка 10
10
?10
11
L
⊙
, 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 завершается
[9]
[10]
.
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
[11]
[12]
. В результате за срок около 10
4
лет звезда переходит с
вершины ветви красных гигантов
на
горизонтальную ветвь
[13]
. В ходе этого процесса звезда также может потерять часть массы
[14]
[15]
.
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 10
6
лет, а всего за это время около
5 %
гелия в ядре превращается в
углерод
[9]
[10]
.
Изменение параметров звезды в результате тепловых пульсаций
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
M
⊙
она составляет около 10
?3
M
⊙
, и уменьшается с увеличением массы ядра
[2]
[16]
.
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
внутренняя граница которого находится на расстоянии
от центра звезды, а внешняя ― на расстоянии
При
можно выразить
где
― неизменная масса слоя,
― его плотность. Таким образом, можно связать возможные изменения этих величин в предположении, что
остаётся неизменным
[16]
[17]
:
![{\displaystyle {\frac {d\rho }{\rho }}=-{\frac {ds}{s}}=-{\frac {r}{s}}{\frac {dr}{r}}.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/999e2d2be4bd69a16c5cb8715407d788f6f637a4)
Давление в слое гелия определяется внешними слоями, которые поднимаются и опускаются вместе с расширением или сжатием слоя гелия. Поэтому изменение давления
может быть выражено через расширение, а значит, и через изменение плотности
[16]
[17]
:
![{\displaystyle {\frac {dP}{P}}=-4{\frac {dr}{r}}=4{\frac {s}{r}}{\frac {d\rho }{\rho }}.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/52e18240e78076fb9ea4b94cfd142f1466a6cefb)
Уравнение состояния
для слоя гелия в любом случае имеет следующий вид, где
― температура, а
и
― положительные константы
[16]
[17]
:
![{\displaystyle {\frac {dP}{P}}=\alpha {\frac {d\rho }{\rho }}+\beta {\frac {dT}{T}}.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/38cf191794691d7e20d854a02d016a3388b11f93)
Если выразить изменение давления через изменение плотности, получится
[16]
[17]
:
![{\displaystyle {\frac {d\rho }{\rho }}\left(4{\frac {s}{r}}-\alpha \right)=\beta {\frac {dT}{T}}.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/b7a30a7dccc2527d34271807063ce177ab1c7c9f)
Таким образом, если слой гелия достаточно тонкий и
, 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 10
7
?10
8
L
⊙
. 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 (
англ.
thermal pulse
) и длится несколько сотен лет, при нём наблюдается временное падение светимости звезды
[2]
[16]
[17]
.
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
между слоевыми вспышками зависит от массы ядра
и может быть выражен формулой
где
выражено в годах,
― в
массах Солнца
[2]
[18]
.
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
M
⊙
, то в нём развивается гелиевая вспышка, при которой выделяется энергия около 10
44
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
M
⊙
, происходит вспышка, при которой белый карлик может как полностью разлететься, так и уцелеть
[2]
[19]
.
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]
[20]
.
- ↑
1
2
Батурин В. А., Миронова И. В.
Гелиевая вспышка в ядре
(неопр.)
.
Глоссарий
Астронет
. Дата обращения: 7 мая 2021.
Архивировано
7 мая 2021 года.
- ↑
1
2
3
4
5
6
7
Гелиевая вспышка
(неопр.)
.
Энциклопедия физики и техники
. Дата обращения: 7 мая 2021.
Архивировано
8 мая 2021 года.
- ↑
Darling D.
Helium flash
(неопр.)
.
Internet Encyclopedia of Science
. Дата обращения: 7 мая 2021.
Архивировано
12 мая 2021 года.
- ↑
1
2
Salaris, Cassisi, 2005
, pp. 148?149, 189?190.
- ↑
Kippenhahn et al., 2012
, pp. 401?402.
- ↑
1
2
Salaris, Cassisi, 2005
, pp. 141, 148, 161.
- ↑
1
2
Karttunen et al., 2007
, p. 250.
- ↑
Батурин В. А., Миронова И. В.
Углеродная детонация
(неопр.)
.
Глоссарий
Астронет
. Дата обращения: 8 мая 2021.
Архивировано
5 июня 2020 года.
- ↑
1
2
Kippenhahn et al., 2012
, pp. 401?407.
- ↑
1
2
Salaris, Cassisi, 2005
, pp. 148?149.
- ↑
Heydari-Malayeri M.
Helium flash
(неопр.)
.
An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics
. Дата обращения: 10 мая 2021.
Архивировано
10 мая 2021 года.
- ↑
Ciardullo R.
The Helium Flash
(неопр.)
.
Penn State
. Дата обращения: 10 мая 2021.
Архивировано
15 февраля 2020 года.
- ↑
Самусь Н. Н.
Переменные звезды
. 2.5. Переменные типа RR Лиры. Типы по ОКПЗ: RRAB, RRC, RR(B)
(неопр.)
.
Астрономическое наследие
. Дата обращения: 7 мая 2021.
Архивировано
3 февраля 2021 года.
- ↑
Salaris, Cassisi, 2005
, pp. 163?165.
- ↑
Karttunen et al., 2007
, p. 249.
- ↑
1
2
3
4
5
6
Salaris, Cassisi, 2005
, pp. 189?193.
- ↑
1
2
3
4
5
Kippenhahn et al., 2012
, pp. 419?422.
- ↑
Salaris, Cassisi, 2005
, pp. 189?197.
- ↑
Salaris, Cassisi, 2005
, pp. 225?228.
- ↑
Барстеры
(неопр.)
.
Энциклопедия физики и техники
. Дата обращения: 8 мая 2021.
Архивировано
21 июля 2020 года.
- Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J.
Fundamental Astronomy
(англ.)
. ? 5th Edition. ? Berlin?Heidelberg?
N. Y.
:
Springer
, 2007. ? 510 p. ?
ISBN 978-3-540-34143-7
.
Архивная копия
от 5 июня 2020 на
Wayback Machine
- Kippenhahn R., Weigert A., Weiss A.
Stellar Structure and Evolution
(англ.)
. ?
Springer
, 2012. ? 606 p. ?
ISBN 978-3-642-30304-3
.
- Salaris M., Cassisi S.
Evolution of Stars and Stellar Populations
(англ.)
. ? Chichester:
John Wiley & Sons
, 2005. ? 338 p. ?
ISBN 978-0-470-09219-X
.