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Estrella de helio extrema

Una estrella de helio extrema (abreviada como EHe ) es una supergigante de baja masa que está casi desprovista de hidrógeno , el elemento químico más común del Universo . Dado que no se conocen condiciones en las que se puedan formar estrellas desprovistas de hidrógeno a partir de nubes moleculares , se teoriza que son el producto de las fusiones de enanas blancas con núcleo de helio y núcleo de carbono y oxígeno .

Propiedades

Las estrellas con helio extremo forman un subgrupo dentro de la categoría más amplia de estrellas deficientes en hidrógeno . Esta última incluye estrellas de carbono frías como las variables R Coronae Borealis , estrellas de clase espectral O o B ricas en helio, estrellas Wolf-Rayet de población I , estrellas AM CVn , enanas blancas de tipo espectral WC y estrellas de transición como PG 1159. [ 1]

La primera estrella de helio extrema conocida, HD 124448 , fue descubierta en 1942 por Daniel M. Popper en el Observatorio McDonald cerca de Fort Davis, Texas , Estados Unidos. Esta estrella no mostró líneas de hidrógeno en su espectro, pero sí fuertes líneas de helio, así como la presencia de carbono y oxígeno. [2] La segunda, PV Telescopii , fue descubierta en 1952, y la clase de variables PV Telescopii son todas estrellas de helio extremo. Para 1996 se había encontrado un total de 25 candidatos. (Esta lista se redujo a 21 para 2006.) [3] Una característica común de estas estrellas es que la relación de abundancia de carbono a helio siempre está en el rango de 0,3 a 1%. Esto es a pesar de la amplia variación de otras relaciones de abundancia en estrellas EHe. [4]

Las estrellas de helio extremas conocidas son supergigantes en las que el hidrógeno es subabundante en un factor de 10.000 o más. Las temperaturas superficiales de estas estrellas varían entre 9.000 y 35.000 K. Están compuestas principalmente de helio, y el segundo elemento más abundante, el carbono, forma aproximadamente un átomo por cada 100 átomos de helio. La composición química de estas estrellas implica que han experimentado la combustión tanto de hidrógeno como de helio en alguna etapa de su evolución . [3]

Modelos teóricos

Se propusieron dos posibles escenarios para explicar la composición de las estrellas de helio extremas. [3]

  1. El modelo de doble degeneración (DD) explicaba que las estrellas se formaban en un sistema binario formado por una enana blanca de helio más pequeña y una enana blanca de carbono-oxígeno más masiva. Ambas estrellas habían dejado de producir energía a través de la fusión nuclear y ahora eran objetos compactos . La emisión de radiación gravitatoria hizo que su órbita decayera hasta que se fusionaron. Si la masa combinada no supera el límite de Chandrasekhar , el helio se acumulará en la enana de CO y se encenderá para formar una supergigante. Más tarde, esta se convertirá en una estrella EHe antes de enfriarse para convertirse en una enana blanca. [3]
  2. El modelo de destello final (FF) sugirió que una estrella EHe podría formarse como una etapa evolutiva tardía de una estrella después de que esta haya abandonado la rama gigante asintótica . A medida que la estrella se enfría para formar una enana blanca, el helio se enciende en una envoltura alrededor del núcleo, lo que hace que las capas externas se expandan rápidamente. Si el hidrógeno en esta envoltura se consume, la estrella se vuelve deficiente en hidrógeno y se contrae para formar una EHe. [3]

El examen de las abundancias de elementos de siete estrellas EHe coincidió con las predichas por el modelo DD. [3]

Referencias

  1. ^ Jeffery, CS; Heber, U.; Hill, PW; Dreizler, S.; Drilling, JS; Lawson, WA; Leuenhagen, U.; Werner, K. (28 de agosto – 1 de septiembre de 1995). "Un catálogo de estrellas deficientes en hidrógeno". En Jeffery, CS; Heber, U. (eds.). Estrellas deficientes en hidrógeno, Actas . Vol. 96. Bamberg, Alemania: Serie de conferencias de la Sociedad Astronómica del Pacífico (publicada en 1996). Código Bibliográfico :1996ASPC...96..471J.
  2. ^ Popper, Daniel M. (junio de 1942). "Un espectro peculiar de tipo B". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 54 (319): 160–161. Bibcode :1942PASP...54..160P. doi : 10.1086/125431 .
  3. ^ abcdef Pandey, Gajendra; Lambert, David L.; Jeffery, C. Simon; Rao, N. Kameswara (febrero de 2006). "An Analysis of Ultraviolet Spectra of Extreme Helium Stars and New Clues to Their Origins". The Astrophysical Journal . 638 (1): 454–471. arXiv : astro-ph/0510161 . Bibcode :2006ApJ...638..454P. doi :10.1086/498674. S2CID  119359673.
  4. ^ Pandey, Gajendra; Kameswara Rao, N.; Lambert, David L.; Jeffery, C. Simon; Asplund, Martin (julio de 2001). "Análisis de abundancia de estrellas frías de helio extremo". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 324 (4): 937–959. arXiv : astro-ph/0101518 . Bibcode :2001MNRAS.324..937P. doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04371.x . S2CID  13468557.

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