Extrémní héliová hvězda je supergiant nízké hmotnosti (menší než hmotnost Slunce ) [1] , prakticky bez vodíku , nejběžnějšího chemického prvku ve vesmíru . Protože podmínky, za kterých by se hvězdy bez vodíku mohly z molekulárních mračen tvořit, nejsou známy , předpokládá se, že takové hvězdy jsou produktem sloučení bílých trpaslíků s jádry helia a uhlík-kyslík.
Extrémní héliové hvězdy tvoří podskupinu v rámci širší kategorie hvězd s nedostatkem vodíku . Posledně jmenované zahrnují studené uhlíkové hvězdy , jako je proměnná R corona R , hvězdy spektrálního typu O nebo B bohaté na helium , populační hvězdy Wolf-Rayet I , hvězdy typu Hounds AM , bílí trpaslíci WC a hvězdy přechodného typu, jako je PG 1159 [2] .
První známá extrémní héliová hvězda, HD 124448 , byla objevena v roce 1942 Danielem M. Popperem na americké McDonald Observatory . Ve spektru této hvězdy nebyly žádné vodíkové čáry, ale byly pozorovány silné čáry helia , stejně jako přítomnost uhlíku a kyslíku [3] . Druhá hvězda, PV Teleskopa , byla objevena v roce 1952 a do roku 1996 bylo nalezeno celkem 25 kandidátů (do roku 2006 byl tento seznam zredukován na 21). Společnou charakteristikou těchto hvězd je, že poměr zastoupení uhlíku k heliu je vždy v rozmezí od 0,3 do 1 %.
Známé extrémní héliové hvězdy jsou veleobry s prakticky žádným vodíkem ve svém složení. Povrchová teplota těchto hvězd se pohybuje v rozmezí 9000-35000 K (8700-34700 °C). Jsou složeny především z helia a druhý nejrozšířenější prvek, uhlík, je asi jeden atom na 100 atomů helia. Chemické složení těchto hvězd naznačuje, že v určité fázi jejich vývoje v nich hořel vodík i helium.
Existují dva scénáře pro vysvětlení složení extrémních héliových hvězd [4] :
Studium množství prvků v sedmi extrémních héliových hvězdách je v souladu s údaji předpovídanými modelem dvojité degenerace [4] .
| bílých trpaslíků | |
|---|---|
| Vzdělání | |
| Vývoj | |
| V binárních soustavách | |
| Vlastnosti |
|
| jiný |
|
| Pozoruhodný | |
| Kategorie:Bílí trpaslíci | |