Una estrella de helio extrema (abreviada EHe ), o una variable PV Telescopii , es una supergigante de baja masa que casi carece 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 la fusión de enanas blancas con núcleo de helio y núcleo de carbono-oxígeno .
Propiedades
Las estrellas de helio extremo forman un subgrupo dentro de la categoría más amplia de estrellas deficientes en hidrógeno . Este último incluye estrellas de carbono frías como 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, sino fuertes líneas de helio, así como la presencia de carbono y oxígeno. [2] El segundo, PV Telescopii , fue descubierto en 1952, y en 1996 se había encontrado un total de 25 candidatos. (Esta lista se redujo a 21 en 2006). [3] Una característica común de estas estrellas es que la proporción de abundancia de carbono a helio está siempre en el rango de 0,3 a 1%. Esto es a pesar de la amplia variación de otras proporciones de abundancia en las estrellas EHe. [4]
Las estrellas de helio extremas conocidas son supergigantes en las que el hidrógeno es insuficiente en un factor de 10.000 o más. Las temperaturas de la superficie de estas estrellas oscilan 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 sufrido quemaduras de hidrógeno y helio en alguna etapa de su evolución . [3]
Modelos teóricos
Se propusieron dos escenarios posibles para explicar la composición de estrellas de helio extremas. [3]
- El modelo de doble degeneración (DD) explicaba que las estrellas se formaban en un sistema binario que constaba de 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 gravitacional hizo que su órbita decayera hasta fusionarse. Si la masa combinada no excede 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]
- El modelo de destello final (FF) sugirió que una estrella EHe podría formarse como una etapa evolutiva tardía de una estrella después de haber abandonado la rama gigante asintótica . A medida que la estrella se enfría para formar una enana blanca, el helio se enciende en una capa alrededor del núcleo, lo que hace que las capas externas se expandan rápidamente. Si se consume el hidrógeno de esta envoltura, la estrella se vuelve deficiente en hidrógeno y se contrae para formar un EHe. [3]
El examen de la abundancia de elementos de siete estrellas EHe coincidió con las predichas por el modelo DD. [3]
Referencias
- ^ Jeffery, CS; Heber, U .; Hill, PW; Dreizler, S .; Perforación, JS; Lawson, WA; Leuenhagen, U .; Werner, K. (28 de agosto a 1 de septiembre de 1995). "Un catálogo de estrellas deficientes en hidrógeno". En Jeffery, CS; Heber, U. (eds.). Estrellas deficientes en hidrógeno, Actas . 96 . Bamberg, Alemania: Serie de conferencias de la Sociedad Astronómica del Pacífico (publicada en 1996). Código Bibliográfico : 1996ASPC ... 96..471J .
- ^ Popper, Daniel M. (junio de 1942). "Un espectro de tipo B peculiar". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 54 (319): 160–161. Código Bibliográfico : 1942PASP ... 54..160P . doi : 10.1086 / 125431 .
- ^ a b c d e f Pandey, Gajendra; Lambert, David L .; Jeffery, C. Simon; Rao, N. Kameswara (febrero de 2006). "Un análisis de los espectros ultravioleta de estrellas de helio extremas y nuevas pistas sobre sus orígenes". El diario astrofísico . 638 (1): 454–471. arXiv : astro-ph / 0510161 . Código bibliográfico : 2006ApJ ... 638..454P . doi : 10.1086 / 498674 . S2CID 119359673 .
- ^ 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". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 324 (4): 937–959. arXiv : astro-ph / 0101518 . Código bibliográfico : 2001MNRAS.324..937P . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04371.x . S2CID 13468557 .
enlaces externos
- faulkes-telescope.com: "Estrellas de helio extremas"
- "Los astrónomos encuentran el origen de estrellas de helio extremo"
- C. Simon Jeffery: "Estrellas extremas de helio: pulsación y evolución" se sospecha que es la fuente primaria a utilizar.