Estrella deficiente en hidrógeno

Una estrella deficiente en hidrógeno es un tipo de estrella que tiene poco o nada de hidrógeno en su atmósfera [2] . Este es un tipo de luminaria bastante raro, ya que la mayoría de las estrellas en el Universo consisten principalmente en hidrógeno, que está involucrado en la nucleosíntesis estelar . La deficiencia de hidrógeno en tales estrellas se debe a su envejecimiento oa una característica de la estructura interna.

Descubrimiento

Los primeros requisitos previos para el descubrimiento fueron realizados por Edward Pigott en 1797. Notó un cambio importante en la magnitud de la estrella R Coronae Borealis (R CrB) [2] [3] .

En 1867, Charles Wolff y Georges Rayet descubrieron un patrón inusual de líneas de emisión en las estrellas Wolf-Rayet .

Por primera vez, una deficiencia de hidrógeno en las estrellas fue descubierta en 1891 por Williamina Fleming [2] . Observó líneas de hidrógeno muy tenues en υ Sagittarii (υ Sgr), que tenían la misma intensidad que las líneas oscuras adicionales [4] . En 1906, Hans Ludendorff descubrió que las líneas espectrales de la serie Balmer estaban ausentes en R CrB [2] [5] .

En esa época se creía que absolutamente todas las estrellas contienen hidrógeno, ya que es necesario para el funcionamiento de la estrella; al respecto, la sociedad rechazó estas observaciones. Solo en 1935-1940, con la llegada de equipos y capacidades especiales, los astrónomos pudieron probar oficialmente la deficiencia de hidrógeno en las estrellas R CrB y υ Sgr [2] . Desde 1970 se han estudiado muchas de estas estrellas y finalmente se ha confirmado que no contienen hidrógeno. Desde entonces, estudios estelares a gran escala han descubierto un gran número de estrellas con poco o nada de hidrógeno. A partir de 2008, se han estudiado 2000 cuerpos de este tipo [2] .

Clasificaciones

A pesar de que este tipo de estrella es muy raro, los astrónomos dividen estas estrellas en 5 grupos principales: estrellas masivas o estrellas por encima de la secuencia principal, supergigantes de baja masa, subenanas calientes , estrellas centrales de nebulosas planetarias y enanas blancas [2] . Había otras clasificaciones basadas en el contenido de carbono [6] .

Estrellas masivas

Las estrellas Wolf-Rayet emiten bandas brillantes en espectros continuos que se originan a partir de átomos ionizados como el helio . Aunque hubo algunas disputas, sin embargo, llevaron a la conclusión de que estas estrellas son deficientes en hidrógeno [2] .

Supergigantes de baja masa

Este tipo se distingue por el hecho de que las estrellas muestran una deficiencia de hidrógeno solo en la última etapa de su evolución. Por ejemplo, las estrellas R CrB ya mencionadas anteriormente son deficientes en hidrógeno, pero también tienen una diferencia más importante: la variación de la luz; esta luz puede disminuir en cinco magnitudes en pocos días y volver a su estado original [6] .

Enanas blancas

Las enanas blancas deficientes en hidrógeno fueron descubiertas por primera vez por Milton Humason y Fritz Zwicky en 1947 y por Willem Leuthen en 1952 [2] . La peculiaridad de estas estrellas es que no tienen líneas de hidrógeno, sino fuertes líneas de absorción de helio; HZ 43 es un ejemplo de tal estrella. Las primeras mediciones ultravioleta indicaron que la estrella tenía una temperatura de más de 100 000 Kelvin, pero estudios más recientes han mostrado una temperatura efectiva de hasta 50 400 grados [7] . Las estrellas de tipo Canis AM son enanas blancas binarias deficientes en hidrógeno con órbitas del orden de diez radios terrestres.

Formación

Los científicos creen que la deficiencia de hidrógeno es causada por el envejecimiento de las estrellas; es decir, una estrella utiliza hidrógeno en fusión nuclear a lo largo de su vida, absorbiéndolo [2] . A su vez, las capas de hidrógeno comienzan a agotarse, lo que provoca su ausencia.

Los modelos teóricos detallados todavía están en desarrollo, ya que los astrónomos no pueden decir exactamente qué causa la deficiencia de hidrógeno [6] .

Por ejemplo, se han propuesto dos teorías para explicar la formación de estrellas extremas de helio . El escenario de llamarada de helio total es un enfoque de una sola estrella en el que la llamarada de helio sirve para absorber hidrógeno de la capa exterior de la estrella. El escenario de la estrella doble es el siguiente: el acercamiento de dos enanas blancas provoca ondas gravitacionales, lo que conduce a la destrucción de los átomos de hidrógeno [8] . Para las observaciones, la segunda opción es la mejor [8] .

Hay resultados de cálculos informáticos realizados por astrónomos en el siglo pasado [9] . Según ellos, la formación de estrellas deficientes en hidrógeno puede proceder de las siguientes maneras:

• Para estrellas individuales de baja masa, hasta 1,4 masas solares, la evolución termina después de la etapa de gigante roja con la liberación de las capas externas de la estrella que contienen hidrógeno y la formación de una nebulosa planetaria alrededor de una enana blanca , que consta de helio y carbón;
• Para estrellas individuales de más de 1,4, pero menos de 2 solares, el desarrollo de una estrella puede terminar con la etapa de una "explosión de carbono" o un "núcleo de hierro", en ambos casos el caparazón se rompe como resultado de una rápida liberación de energía, dejando una enana blanca de hierro y otros elementos pesados ​​en el centro;
• Para estrellas individuales con una masa de 2 solares y más, el desarrollo termina con el colapso del núcleo en una estrella de neutrones, y con una masa de más de 3 solares, quizás incluso en un "agujero negro". En este caso, la capa se dispersa a velocidades superiores a 1000 km / s, dejando un objeto compacto: una estrella de neutrones o un agujero negro;
• En las proximidades de las estrellas, cuando una estrella en evolución llena completamente su lóbulo de Roche , se produce una transferencia repetida de materia de una estrella a otra y, parcialmente, una dispersión en el espacio (las llamadas estrellas Wolf-Rayet). Para diferentes masas iniciales y distancias entre estrellas, el proceso es diferente, pero el resultado es también la formación de objetos compactos. Una estrella más pesada evoluciona más rápido y, poco después de transferir masa a una vecina, se convierte en una gigante roja de baja densidad con una capa de helio enrarecida (el hidrógeno de las capas exteriores se captura o se dispersa en el espacio). El tiempo durante el cual se produce la transferencia de masa es relativamente corto, lo que explica el pequeño porcentaje de estrellas observadas en este momento (Wolff-Rayet);
• Las estrellas de masa muy grande, más de 30 masas solares, son inestables según los resultados de los cálculos, y cuando se producen pulsaciones, pierden su masa hasta llegar a ser inferior a 30 masas solares.

Notas

1. ↑ Kurtz, C. Aerts, J. Christensen-Dalsgaard, DW Asteroseismology. — Online-Ausg.. — Dordrecht: Springer, 2010. - Pág. 37. - ISBN 978-1-4020-5803-5 .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Jeffery, C. Simon (2008). Klaus Werner y Thomas Rauch, ed. Estrellas con deficiencia de hidrógeno: una introducción . Serie de conferencias ASP de estrellas con deficiencia de hidrógeno. 391 . San Francisco: Sociedad Astronómica del Pacífico . páginas. 3-16. Código Bib : 2008ASPC..391....3J .
3. ↑ Pigot, E.; Englefield, HC Sobre los cambios periódicos de brillo de dos estrellas fijas. Por Edward Pigott, Esq. Comunicado por Sir Henry C. Englefield, Bart. FR S  (inglés)  // Philosophical Transactions of the Royal Society of London  : revista. - 1797. - 1 de enero ( vol. 87 ). - pág. 133-141 . -doi : 10.1098 / rstl.1797.0007 .
4. ↑ Fleming, M. Estrellas con espectros peculiares  // Astronomische Nachrichten  : revista  . - Wiley-VCH , 1891. - vol. 126 , núm. 11 _ - pág. 165-166 . -doi : 10.1002 / asna.18911261104 . - .
5. ↑ Ludendorff, H. Untersuchungen über die Spektren der Sterne R Coronae borealis, 12 Canum venaticorum und 72 Ophiuchi  (alemán)  // Astronomische Nachrichten  : magazin. - Wiley-VCH , 1906. - Bd. 173 , núm. 1 . - S. 1-6 . -doi : 10.1002/ asna.19061730102 . — .
6. ↑ 1 2 3 Schonberner, D. (1996). CS Jeffery y U. Heber, ed. Estrellas con deficiencia de hidrógeno: una introducción . Estrellas deficientes en hidrógeno Serie de conferencias de la Sociedad Astronómica del Pacífico. 96 . San Francisco: Sociedad Astronómica del Pacífico (ASP). páginas. 433-442. Código Bib : 1996ASPC...96..433S .
7. ↑ Dupuis, Jean; Vennes, Stéphane; Chayer, Pierre; Hurwitz, Mark; Bowyer, Stuart. Propiedades de la enana blanca DA caliente HZ 43 basadas en observaciones del ultravioleta lejano [ITAL]ORFEUS[/ITAL]-[ITAL]SPAS II[/ITAL]  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 1998. - 10 de junio ( vol. 500 , no. 1 ). -P.L45 - L49 . -doi : 10.1086/ 311395 . - .
8. ↑ 1 2 Pandey, Gajendra; Lambert, David L.; Jeffrey, C. Simón; Rao, N. Kameswara. Un análisis de los espectros ultravioleta de las estrellas extremas de helio y nuevas pistas sobre sus orígenes  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 2006. - 10 de febrero ( vol. 638 , n. 1 ). - Pág. 454-471 . -doi : 10.1086/ 498674 . - .
9. ↑ Rodolfo Kippenhan. 100 mil millones de soles. Nacimiento, vida y muerte de las estrellas. - Moscú: Mir, 1989.

Enlaces

• Jeffrey, CS; Heber, U.; Colina, PW; Dreizler, S.; Perforación, JS; Lawson, WA; Leuenhagen, U.; Werner, K. (1996). CS Jeffery y U. Heber, ed. Un catálogo de estrellas deficientes en hidrógeno . Estrellas deficientes en hidrógeno Serie de conferencias de la Sociedad Astronómica del Pacífico. 96 . San Francisco: Sociedad Astronómica del Pacífico (ASP). páginas. 471-486. Código Bib : 1996ASPC...96..471J .