Гелиевая вспышка — Википедия

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.

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 ${\displaystyle P}$ очень сильно зависит от температуры ${\displaystyle T}$: если аппроксимировать эту зависимость степенным законом ${\displaystyle P\propto T^{\nu },}$ то для температуры в диапазоне 1—2⋅10⁸ K величина показателя ${\displaystyle \nu }$ 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].

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 10⁶ г/см³, а температура — около 8⋅10⁷ 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 10¹⁰—10¹¹ 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 10⁴ 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 10⁶ лет, а всего за это время около 5 % гелия в ядре превращается в углерод^[9][10].

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 ${\displaystyle s,}$ внутренняя граница которого находится на расстоянии ${\displaystyle r_{0}}$ от центра звезды, а внешняя ― на расстоянии ${\displaystyle r=r_{0}+s.}$ При ${\displaystyle s\ll r_{0}}$ можно выразить ${\displaystyle m\propto \rho r_{0}^{2}s,}$ где ${\displaystyle m}$ ― неизменная масса слоя, ${\displaystyle \rho }$ ― его плотность. Таким образом, можно связать возможные изменения этих величин в предположении, что ${\displaystyle r_{0}}$ остаётся неизменным^[16][17]:

${\displaystyle {\frac {d\rho }{\rho }}=-{\frac {ds}{s}}=-{\frac {r}{s}}{\frac {dr}{r}}.}$

Давление в слое гелия определяется внешними слоями, которые поднимаются и опускаются вместе с расширением или сжатием слоя гелия. Поэтому изменение давления ${\displaystyle P}$ может быть выражено через расширение, а значит, и через изменение плотности^[16][17]:

${\displaystyle {\frac {dP}{P}}=-4{\frac {dr}{r}}=4{\frac {s}{r}}{\frac {d\rho }{\rho }}.}$

Уравнение состояния для слоя гелия в любом случае имеет следующий вид, где ${\displaystyle T}$ ― температура, а ${\displaystyle \alpha }$ и ${\displaystyle \beta }$ ― положительные константы^[16][17]:

${\displaystyle {\frac {dP}{P}}=\alpha {\frac {d\rho }{\rho }}+\beta {\frac {dT}{T}}.}$

Если выразить изменение давления через изменение плотности, получится^[16][17]:

${\displaystyle {\frac {d\rho }{\rho }}\left(4{\frac {s}{r}}-\alpha \right)=\beta {\frac {dT}{T}}.}$

Таким образом, если слой гелия достаточно тонкий и ${\textstyle 4{\frac {s}{r}}<\alpha }$, 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 10⁷—10⁸ 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 ${\displaystyle \Delta t}$ между слоевыми вспышками зависит от массы ядра ${\displaystyle M_{c}}$ и может быть выражен формулой ${\displaystyle \lg \Delta t=7{,}55-4{,}5~M_{c},}$ где ${\displaystyle \Delta t}$ выражено в годах, ${\displaystyle M_{c}}$ ― 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 10⁴⁴ 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].

• 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.

Эта статья входит в число добротных статей русскоязычного раздела Википедии.