Helyum yıldızı, spektrumunda olağanüstü güçlü helyum çizgileri ve normalden daha zayıf hidrojen çizgileri barındıran O veya B tayf sınıfındaki (mavi) bir yıldız türüdür. Bu spektrum özellikleri; yıldızın güçlü yıldız rüzgarlarına maruz kaldığını ve dış zarfında belirgin bir kütle kaybı yaşandığını gösterir. Aşırı helyum yıldızlarının (EHe) spektrumunda ise hidrojen tamamen yok olmuştur. Saf helyum yıldızları; evrende daha yaygın bulunan hidrojen yıldızlarının meydana getirdiği anakola benzer şekilde, bir helyum anakolu üzerinde veya bu kolun yakınında yer alır.
Terminoloji
Geçmişte helyum yıldızı terimi B-tipi yıldızlar ile eş anlamlı olarak kullanılmaktaydı fakat terimin bu anlamdaki kullanımı günümüzde geçerliliğini yitirmiştir.
Helyum yıldızı aynı zamanda, toplam kütlesi en az 0,5 Güneş kütlesi olan iki helyum beyaz cücesinin birleşmesi ve ardından helyumun nükleer füzyonunu başlatmasıyla ortaya çıkabilecek varsayımsal bir yıldızı tanımlamak için de kullanılır. Birkaç yüz milyon yıllık bir ömre sahip olan bu tür bir yıldız, yalnızca ikili sistemdeki iki kütlenin aynı tür zarf evresini paylaşması durumunda oluşabilir. Aşırı helyum yıldızlarının kökeninin bu birleşme mekanizmasına dayandığı düşünülmektedir.
Özellikler
Helyum anakolu, henüz evrimleşmemiş helyum yıldızlarının Hertzsprung-Russell (H-R) diyagramında oluşturduğu çizgidir. Bu kol, daha iyi bilinen hidrojen anakoluna büyük ölçüde paralel ve onun solunda (yani daha yüksek sıcaklıklarda) yer alır. Bununla birlikte yüksek kütle ve ışıma güçlerinde sağa doğru bükülür, hatta hidrojen anakolunu keser. Saf helyum yıldızları, yüksek ışıma gücünün yıldız zarfında ciddi bir şişmeye (genişlemeye) yol açması nedeniyle metal bolluğuna bağlı olarak yaklaşık 100.000 ile 150.000 K arasında değişen bir maksimum sıcaklık sınırına sahiptir.
Helyum yıldızlarının ilk tanımlandıkları günden bu yana farklı yıldız türlerine dönüşebilme potansiyelleri, son yıllardaki gözlemlerle daha iyi anlaşılmıştır. NGC 1309 sarmal gökadasındaki Tip Iax süpernovası SN 2012Z'nin mavi öncül sistemi, Samanyolu'ndaki helyum novası V445 Puppis'in öncül sistemine büyük benzerlik taşır. Bu durum, SN 2012Z'nin bir helyum yıldızı yoldaşından madde çeken bir beyaz cücenin patlaması sonucu meydana geldiğini düşündürmektedir. Yapılan gözlemler, gelecekte hidrojen zarfını tamamen kaybederek bir kırmızı deve dönüşme potansiyeli taşıyan ve giderek büyüyen bir helyum yıldızının ortaya çıktığını göstermektedir.
Ayrıca bakınız
Kaynakça
- ^ Yoon, S.-C.; Langer, N. (2004). "Helium accreting CO white dwarfs with rotation: Helium novae instead of double detonation". Astronomy and Astrophysics. 419 (2). ss. 645-652. arXiv:astro-ph/0402288
. Bibcode:2004A&A...419..645Y. doi:10.1051/0004-6361:20035823 .
- ^ Frost, E. B.; Barrett, S. B.; Struve, O. (1926). "Radial velocities of 368 helium stars". The Astrophysical Journal. 64 (5). ss. 283-285. Bibcode:1926ApJ....64....1F. doi:10.1086/142986. PMC 1084541 . PMID 16587079.
- ^ Köhler, K.; Langer, N.; de Koter, A.; De Mink, S.E.; Crowther, P.A.; Evans, C.J.; ve diğerleri. (2015). "The evolution of rotating very massive stars with LMC composition". Astronomy & Astrophysics. Cilt 573. s. A71. arXiv:1501.03794 . Bibcode:2015A&A...573A..71K. doi:10.1051/0004-6361/201424356 .
- ^ McCully, Curtis (2014). "A luminous, blue progenitor system for the type Iax supernova 2012Z". Nature. 512 (7512). ss. 54-56. arXiv:1408.1089 . Bibcode:2014Natur.512...54M. doi:10.1038/nature13615. PMID 25100479.
gözlemler
Kategori
Commons