ヘリウム星

ヘリウム星はO型またはB型星（青）で、非常に強いヘリウム線と通常よりも弱い水素線を持ち、強い恒星風と外層からの質量損失を示唆しています。極端ヘリウム星（EHe）は、スペクトル中に水素を全く含みません。純粋ヘリウム星は、より一般的な水素星が形成する主系列に類似したヘリウム主系列上またはその近傍に位置します。[ 1 ]

用語

以前はヘリウム星はB型星の同義語であったが、この用語の使用は時代遅れと考えられている。[ 2 ]

ヘリウム星は、合計質量が少なくとも 太陽質量の0.5倍である2つのヘリウム白色矮星が合体し、その後ヘリウムの核融合を開始することで発生する可能性のある仮説上の星を指す用語でもあります。この核融合は、これら2つの連星質量が同じ種類の外殻相を持つ場合にのみ発生する可能性があります。これが極端ヘリウム星の起源であると考えられています。

説明

ヘリウム主系列は、HR図において、進化していないヘリウム星が位置する線です。この線は、よく知られている水素主系列とほぼ平行で左側（つまり、より高温側）にありますが、質量と光度が大きい場合には右に曲がり、水素主系列と交差することもあります。そのため、純粋なヘリウム星の最高温度は約100,000  Kと金属量に応じて150,000 Kまで上昇する。高光度は恒星外層の劇的な膨張を引き起こすためである。[ 3 ]

ヘリウム星が他の恒星へと変化する大きな能力は、その最初の発見以来、近年観測されてきました。渦巻銀河NGC 1309のIax型超新星SN 2012Zの青色の祖先系は、銀河系ヘリウム新星V445 Puppisの祖先系と類似しており、SN 2012Zはヘリウム星の伴星から集積した白色矮星の爆発であったことを示唆しています。この爆発は、将来水素外殻を失って赤色巨星へと変化する可能性のある成長中のヘリウム星を引き起こしたと観測されています。[ 4 ]

参照

参考文献

  1. ^ Yoon, S.-C.; Langer, N. (2004). 「回転しながらヘリウムを吸収するCO白色矮星：二重デトネーションではなくヘリウム新星」.天文学と天体物理学. 419 (2): 645– 652. arXiv : astro-ph/0402288 . Bibcode : 2004A&A...419..645Y . doi : 10.1051/0004-6361:20035823 . S2CID  7367981 .
  2. ^ Frost, EB; Barrett, SB; Struve, O. (1926). 「368個のヘリウム星の視線速度」 . The Astrophysical Journal . 64 (5): 283– 285. Bibcode : 1926ApJ....64....1F . doi : 10.1086/142986 . PMC 1084541. PMID 16587079 .  
  3. ^ Köhler, K.; Langer, N.; de Koter, A.; De Mink, SE; Crowther, PA; Evans, CJ; et al. (2015). 「LMC組成を持つ回転する超大質量星の進化」. Astronomy & Astrophysics . 573 : A71. arXiv : 1501.03794 . Bibcode : 2015A&A...573A..71K . doi : 10.1051/0004-6361/201424356 . S2CID 28962151 . 
  4. ^ McCully, Curtis (2014). 「Iax型超新星2012Zの明るく青い前駆星系」Nature . 512 (7512): 54– 56. arXiv : 1408.1089 . Bibcode : 2014Natur.512...54M . doi : 10.1038/nature13615 . PMID 25100479 . S2CID 4464556 .  
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