Водорододефицитная звезда

Первые предпосылки к открытию были сделаны Эдуардом Пиготтом в 1797 году. Он заметил крупное изменение в звёздной величине звезды R Coronae Borealis (R CrB)^[2][3].

В 1867 году Шарль Вольф и Жорж Райе обнаружили необычную структуру эмиссионных линий у звёзд Вольфа—Райе.

Впервые дефицит водорода у звёзд был обнаружен в 1891 году Вильяминой Флеминг^[2]. Она отметила очень слабые линии водорода у υ Стрельца (υ Sgr), которые имели ту же интенсивность, что и дополнительные темные линии^[4]. В 1906 году Ганс Людендорф обнаружил, что спектральные линии серии Бальмера в R CrB отсутствовали^[2][5].

В то время считалось, что абсолютно все звёзды содержат водород, так как он необходим для функционирования звезды; в связи с этим, общество отвергло данные наблюдения. Только лишь в 1935—1940 годах, с появлением специальной техники и возможностей, астрономы официально смогли доказать дефицит водорода у звёзд R CrB и υ Sgr^[2]. Начиная с 1970 года многие из этих звёзд были изучены, и факт отсутствия в них водорода был окончательно подтверждён. С тех пор крупномасштабные звёздные исследования обнаружили большое количество звёзд с недостатком или отсутствием водорода. По состоянию на 2008 год, изучено 2000 подобных тел^[2].

Несмотря на то что данный тип звёзд очень редкий, астрономы делят эти звёзды на 5 основных групп: массивные звёзды или звёзды выше главной последовательности, сверхгиганты c малой массой, горячие субкарлики, центральные звёзды планетарных туманностей и белые карлики^[2]. Были и другие варианты классификации, основанные на содержании углерода^[6].

Звёзды Вольфа—Райе излучают яркие полосы в непрерывных спектрах, которые происходят из ионизированных атомов, таких как гелий. Хотя были и некоторые споры, но всё же они привели к итогу, что данные звёзды являются водорододефицитными^[2].

Этот тип отличается тем, что у звёзд проявляется дефицит водорода только на последней стадии их эволюции. К примеру, уже упомянутые выше звёзды R CrB являются водорододефицитными, но у них есть и ещё одно важное отличие — вариация света; этот свет может уменьшаться на пять звёздных величин за несколько дней, и возвращаться обратно в исходное состояние^[6].

Впервые белые карлики с дефицитом водорода были обнаружены Милтоном Хьюмасоном и Фрицем Цвикки в 1947 году и Виллемом Лейтеном в 1952 году^[2]. Особенность этих звёзд в том, что они не имеют линий водорода, но имеют довольно сильные линии поглощения гелия; HZ 43 — пример такой звезды. Ранние ультрафиолетовые измерения показали, что звезда имеет температуру более 100 000 кельвинов, но поздние исследования показали эффективную температуру до 50 400 градусов^[7]. Звёзды типа AM Гончих Псов являются бинарными водороднодефицитными белыми карликами с орбитами размером порядка десяти земных радиусов.

Учёные считают, что дефицит водорода вызван старением звёзд; то есть звезда за всю жизнь использует водород в ядерном синтезе, поглощая его^[2]. В свою очередь, слои водорода начинают заканчиваться, что и вызывает его отсутствие.

Подробные теоретические модели всё ещё находятся на стадии разработки, так как астрономы не могут с точностью сказать, из-за чего возникает дефицит водорода^[6].

Например, были выдвинуты две теории, объясняющие образование экстремальных гелиевых звёзд. Сценарий полной вспышки гелия представляет собой подход с одной звездой, в котором гелиевая вспышка служит для поглощения водорода из внешнего слоя звезды. Сценарий с двойной звездой представляет собой следующее: сближение двух белых карликов вызывает гравитационные волны, что и приводит к разрушению атомов водорода^[8]. Для наблюдений лучшим является именно второй вариант^[8].

Имеются результаты компьютерных расчётов, проведённых астрономами в прошлом веке^[9]. Исходя из них, формирование водорододефицитных звёзд может идти следующими путями:

• Для одиночных звёзд малой массы, до 1,4 солнечной, эволюция заканчивается после стадии красного гиганта сбросом внешних водородосодержащих оболочек звезды, и образованием планетарной туманности вокруг белого карлика, состоящего из гелия и углерода;
• Для одиночных звёзд более 1,4, но меньше 2 солнечных, развитие звезды может заканчиваться стадией "углеродного взрыва" либо "железного ядра", в обоих случаях оболочка разлетается в результате бурного выделения энергии, оставляя в центре белый карлик из железа и других тяжёлых элементов;
• Для одиночных звёзд массы 2 солнечные и более, развитие заканчивается коллапсом ядра в нейтронную звезду, а при массе более 3 солнечных - возможно даже, в "чёрную дыру". При этом оболочка разлетается со скоростями, превышающими 1000 км/с, оставляя компактный объект - нейтронную звезду или чёрную дыру;
• При тесном соседстве звёзд, когда эволюционирующая звезда заполняет полностью свою полость Роша, происходит неоднократный перенос вещества от одной звезды к другой, а частично - распыление в пространстве (так называемые звёзды Вольфа-Райе). Для различных начальных масс и расстояния между звёздами процесс отличается, но результатом также является образование компактных объектов. Более тяжёлая звезда эволюционирует быстрее, и вскоре после передачи массы соседке представляет собой красный гигант низкой плотности с разреженной гелиевой оболочкой (водород из наружных слоёв захвачен либо рассеян в пространстве). Время, в течение которого происходит передача массы, относительно невелико, что объясняет малый процент наблюдаемых в этот момент звёзд (Вольфа-Райе);
• Звёзды очень большой массы, более 30 солнечных, по результатам расчётов нестабильны, и при возникающих пульсациях сбрасывают массу, пока она не станет меньше 30 солнечных.