гелиевая вспышка

ГЕЛИЕВАЯ ВСПЫШКА в астрофизике- процесс на звёздах, обусловленный выделением за короткое время значит. энергии при термоядерном горении гелия; вызывает изменение хим. состава звёзд, а иногда и их структуры. Г. в. рассматривают в теории эволюции звёзд, в частности эволюции тесных двойных звезд.

Впервые понятие "Г. в." было введено для описания неустойчивого горения гелия в частично вырожденном гелиевом ядре маломассивных звёзд с массой (масс Солнца). Горение гелия в вырожденном веществе звезды (см. Вырожденный газ)из-за слабой зависимости давления р от темп-ры T сначала не приводит к перестройке её структуры. Выделяемая ядерная энергия идёт в осн. на увеличение тепловой энергии ионов, что в свою очередь ускоряет процесс ядерного горения. С достижением в ядре темп-ры вырождения, т. е. темп-ры, при к-рой давление вырожденного электронного газа становится равным давлению идеального газа, вырождение снимается, давление с ростом темп-ры начинает увеличиваться и ядро звезды под действием нарастающего давления быстро расширяется. Пока нет единой точки зрения на то, как происходит эволюция маломассивной звезды в течение Г. в., т. к. перестройка структуры звезды существенно зависит от характера конвективного переноса энергии во время вспышки. Возможно, что в ходе Г. в. часть массы звезды теряется (сбрасывается оболочка) и с изменением параметров звезды дальнейшее выгорание гелия происходит спокойно (звезда располагается на горизонтальном участке эволюц. кривой, см. Эволюция звёзд).

Др. тип Г. в. имеет место на стадии роста углеродно-кислородного ядра (С, О-ядра) у звёзд с массами (1,5- 8) и водородным и гелиевым слоевыми источниками энергии.

Слоевые Г. в. являются повторяющимися, и время между вспышками уменьшается с увеличением массы вырожденного С,О-ядра. Время между вспышками можно выразить приближённой ф-лой: (лет)=3,05-4,5(-1,0), где M_C - масса С,О-ядра.

В ходе Г. в. происходит изменение хим. состава звезды. Гелий в осн. переходит в углерод [реакция ¹²C ¹⁶O малоэффективна]. Азот ¹⁴N, к-рый образуется в водородном слоевом источнике (в углеродно-азотном цикле), посредством цепочки реакции ¹⁴N ¹⁸F ¹⁸O ²²Ne переходит в неон. Когда масса С,О-ядра достигает (0,9-1,0), становятся эффективными след. реакции: и n+Fe, поставляющая продукты нейтронного захвата (s-процесса, см. Ядерная астрофизика ).По окончании Г. в. внеш. конвективная зона, проникающая в зону с изменённым хим. составом, может вынести образовавшиеся элементы на поверхность звезды. T. к. звезды красные сверхгиганты, имеющие слоевые источники энергии, интенсивно теряют массу, то они могут являться гл. поставщиками хим. элементов - продуктов s-процесса в межзвездную среду.

Г. в. возможна также в белых карликах, интенсивно аккрецирующих вещество. При аккреции может образоваться массивный гелиевый карлик (), в к-ром горение гелия развивается в неустойчивом режиме и приводит к образованию детонационной волны. В конечном итоге происходит вспышка и полный разлёт вещества звезды с выбросом элементов группы железа и энерговыделением ~10⁵¹ эрг. Такой карлик может быть предсверхновой I типа (см. Сверхновые звёзды).

Горение массивного слоя гелия [], аккрецированного углеродно-кислородным карликом, может привести либо к образованию двойной детонационной волны (внутрь по углероду, наружу по гелию) и полному разлёту вещества звезды (~10⁵¹ эрг) с выбросом элементов группы железа, либо к образованию одинарной детонационной волны (по гелию наружу, волна внутрь затухает), выбросу части вещества звезды в межзвёздную среду и формированию звёздного остатка (белого карлика); энергия взрыва ~ 3*10⁵¹ эрг, где -масса гелиевого слоя.

Г. в. могут происходить и в оболочках аккрецирующих нейтронных звёзд (см. Барстеры).

Лит. см. при ст. Эволюция звезд. Э. В. Эргма.

   <<      Предметный указатель      >>