imported>SchlurcherBot: Bot: http → https

2026-01-26T04:35:25Z

Bot: http → https

Новая страница

[[Файл:Triple-Alpha_Process.svg|мини|[[Тройная гелиевая реакция]]]]
'''Ге́лиевая вспы́шка''' — взрывообразное начало [[Тройная гелиевая реакция|ядерного горения гелия]] в [[Звезда|звезде]]. Она возникает, если область, где происходит горение гелия, не может быстро охлаждаться при увеличении температуры, и тогда нагрев приводит к увеличению скорости [[Ядерная реакция|ядерных реакций]], что приводит к ещё большему нагреву вещества. Гелиевая вспышка оказывает влияние на химический состав звезды, и, в некоторых случаях, на её структуру.

Обычно под гелиевой вспышкой подразумевают начало горения гелия в ядрах звёзд [[Ветвь красных гигантов|ветви красных гигантов]], вещество которых находится в состоянии [[Вырожденный газ|вырожденного газа]], но гелиевые вспышки другого типа могут происходить в других объектах, например, в слоевых источниках звёзд [[Асимптотическая ветвь гигантов|асимптотической ветви гигантов]] или в [[Белый карлик|белых карликах]].

== Характеристики ==
Гелиевая вспышка — начало [[Тройная гелиевая реакция|горения гелия]] в звезде, которое происходит взрывообразно и при котором за короткий срок выделяется большое количество энергии. Это приводит к изменению химического состава звезды и может приводить к изменению структуры<ref name=":0">{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1168152|title=Гелиевая вспышка в ядре|author=Батурин В. А., Миронова И. В.|website=Глоссарий [[Астронет]]|access-date=2021-05-07|archive-date=2021-05-07|archive-url=https://web.archive.org/web/20210507135234/http://www.astronet.ru/db/msg/1168152|url-status=live}}</ref><ref name=":1">{{Cite web|url=http://femto.com.ua/articles/part_1/0701.html|title=Гелиевая вспышка|website=Энциклопедия физики и техники|access-date=2021-05-07|archive-date=2021-05-08|archive-url=https://web.archive.org/web/20210508191044/http://femto.com.ua/articles/part_1/0701.html|url-status=live}}</ref>.

Гелиевая вспышка происходит в случае, если область звезды, где начинается горение гелия, не может быстро охладиться при увеличении температуры из-за расширения, так как нагрев не сопровождается увеличением давления. В этом случае энергия, выделяемая при горении гелия, увеличивает температуру в этой области, что, в свою очередь, повышает темп ядерных реакций с участием ядер гелия и увеличивает мощность энерговыделения. Такие условия выполняются, например, в веществе, давление которого поддерживается давлением [[Вырожденный газ|вырожденного газа]], в котором давление почти не зависит от температуры и поэтому не происходит расширение газа<ref name=":1" /><ref>{{Cite web|url=https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/helium_flash.html|title=Helium flash|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2021-05-07|archive-date=2021-05-12|archive-url=https://web.archive.org/web/20210512072029/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/helium_flash.html|url-status=live}}</ref>{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=148—149, 189—190}}.

Горение гелия характерно тем, что мощность энерговыделения <math>P</math> очень сильно зависит от температуры <math>T</math>: если аппроксимировать эту зависимость степенным законом <math>P \propto T^\nu,</math> то для температуры в диапазоне 1—2{{E|8}} [[Кельвин|K]] величина показателя <math>\nu</math> будет изменяться от 19 до 40, поэтому при гелиевой вспышке рост энерговыделения происходит очень быстро{{Sfn|Kippenhahn et al.|2012|pp=401—402}}. В общем случае при начале горения гелия не обязательно происходит вспышка, например, если повышение темпа реакций в какой-то области сопровождается её расширением, приводящим к понижению температуры, то [[гидростатическое равновесие]] сохраняется и скорость реакции перестаёт расти{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=148—149, 189—190}}.

== Виды гелиевых вспышек ==

=== Гелиевая вспышка в ядре ===
[[Файл:Degenetate.Gas.Pressure.vs.Temperature.plot-ru.svg|мини|Зависимость давления от температуры для [[Вырожденный газ|вырожденного]] и [[Идеальный газ|идеального]] газов]]
Чаще всего под гелиевой вспышкой подразумевается начало [[Тройная гелиевая реакция|горения гелия]] в ядрах звёзд [[Ветвь красных гигантов|ветви красных гигантов]] с [[Вырожденный газ|вырожденным]] ядром, состоящим из [[Гелий|гелия]], в котором уже не идут никакие [[Термоядерная реакция|термоядерные реакции]], так как водород уже исчерпан, а температура для начала тройной гелиевой реакции недостаточна<ref name=":0" />. Существенное энерговыделение в тройной гелиевой реакции наступает, когда плотность в веществе составляет около {{E|6|0}} г/см<sup>3</sup>, а температура — около 8{{E|7}} [[Кельвин|K]]. Масса ядра практически не зависит от массы звезды и в этот момент составляет 0,48—0,50 {{Mo}}. Горение гелия повышает температуру ядра, но из-за вырожденного состояния вещества в нём давление не увеличивается, ядро не расширяется и не охлаждается, нарастание температуры увеличивает скорость энерговыделения, энерговыделение, в свою очередь, увеличивает температуру, при этом процесс развивается лавинообразно, поэтому происходит гелиевая вспышка{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=141, 148, 161}}{{Sfn|Karttunen et al.|2007|p=250}}.

Вырожденные ядра возникают на определённом этапе [[Эволюция звёзд|звёздной эволюции]] в звёздах с массой менее 2,3 {{Mo}}, а принципиально тройная гелиевая реакция может происходить только в ядрах звёзд массивнее 0,5 {{Mo}} — температура в ядрах более лёгких звёзд на любом этапе их эволюции недостаточна для поддержания горения гелия, и поэтому гелиевая вспышка в ядрах звёзд происходит только у звёзд в диапазоне масс 0,5—2,3 {{Mo}}{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=141, 148, 161}}. У более массивных звёзд может происходить аналогичный процесс с горением углерода — [[углеродная детонация]]<ref>{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1168202|title=Углеродная детонация|author=Батурин В. А., Миронова И. В.|website=Глоссарий [[Астронет]]|access-date=2021-05-08|archive-date=2020-06-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20200605220935/http://www.astronet.ru/db/msg/1168202|url-status=live}}</ref>{{Sfn|Karttunen et al.|2007|p=250}}.

Поначалу энерговыделение растёт довольно медленно — за срок порядка нескольких сотен тысяч лет мощность, выделяемая гелиевым ядром, достигает приблизительно 1000 {{Lo}}. Всего через несколько лет после этого мощность доходит до величины порядка {{E|10|0}}—{{E|11|0}} {{Lo}}, сравнимой со светимостью [[Галактика|галактик]], и держится на таком уровне несколько секунд. Резкого повышения светимости звезды при этом не наблюдается: энергия, выделяемая в гелиевой вспышке в ядре, не доходит до поверхности звезды, а поглощается внешними слоями и ядром, которое разогревается до такой степени, что перестаёт быть вырожденным, расширяется и охлаждается. Темп реакций понижается, а из-за расширения ядра [[Водород|водородный]] слоевой источник водородного горения, переместившийся в более холодные области, на короткий срок прекращает вырабатывать энергию. Горение гелия продолжается с меньшей интенсивностью — таким образом, гелиевая вспышка завершается{{Sfn|Kippenhahn et al.|2012|pp=401—407}}{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=148—149}}.

После гелиевой вспышки ядро увеличивается, становится менее плотным и более холодным, чем было до неё. Энерговыделение в водородном слоевом источнике оказывается значительно меньше, чем было до вспышки, поэтому общее энерговыделение звезды уменьшается. Как следствие, [[светимость]] падает приблизительно на порядок, что означает уменьшение [[Давление электромагнитного излучения|давления излучения]], и поэтому внешние оболочки звезды сжимаются<ref>{{Cite web|url=http://dictionary.obspm.fr/index.php?showAll=1&formSearchTextfield=helium+flash|title=Helium flash|author=Heydari-Malayeri M.|website=An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics|access-date=2021-05-10|archive-date=2021-05-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20210510124402/http://dictionary.obspm.fr/index.php?showAll=1&formSearchTextfield=helium+flash|url-status=live}}</ref><ref>{{Cite web|url=http://personal.psu.edu/rbc3/A534/lec23.pdf|title=The Helium Flash|author=Ciardullo R.|website=[[Университет штата Пенсильвания|Penn State]]|access-date=2021-05-10|archive-date=2020-02-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20200215101927/http://personal.psu.edu/rbc3/A534/lec23.pdf|url-status=live}}</ref>. В результате за срок около {{E|4|0}} лет звезда переходит с [[Вершина ветви красных гигантов|вершины ветви красных гигантов]] на [[Горизонтальная ветвь|горизонтальную ветвь]]<ref>{{Cite web|url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_5.html|title=Переменные звезды|author=[[Самусь, Николай Николаевич|Самусь Н. Н.]]|website=Астрономическое наследие|subtitle=2.5. Переменные типа RR Лиры. Типы по ОКПЗ: RRAB, RRC, RR(B)|access-date=2021-05-07|archive-date=2021-02-03|archive-url=https://web.archive.org/web/20210203051024/http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_5.html|url-status=live}}</ref>. В ходе этого процесса звезда также может потерять часть массы{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=163—165}}{{Sfn|Karttunen et al.|2007|p=249}}.

Центральные части ядра звёзды ветви красных гигантов испускают [[нейтрино]] в большом количестве, следовательно, перед гелиевой вспышкой максимальная температура достигается не в самом центре звезды, а на определённом расстоянии от него из-за [[Нейтринное охлаждение|нейтринного охлаждения]]. Именно там гелиевая вспышка и случается, поэтому после неё вырождение снимается только с внешних слоёв, но не с внутренних. До тех пор, пока уравнение состояния вещества звезды не становится близким к уравнению состояния [[Идеальный газ|идеального газа]], а горение гелия не происходит в центре звезды, происходит ещё несколько более слабых, вторичных гелиевых вспышек — от начала первой до окончания последней проходит около {{E|6|0}} лет, а всего за это время около {{nobr|5 %}} гелия в ядре превращается в [[углерод]]{{Sfn|Kippenhahn et al.|2012|pp=401—407}}{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=148—149}}.

=== Слоевая гелиевая вспышка ===
[[Файл:Evolution_on_the_TP-AGB-ru.svg|thumb|300px|Изменение параметров звезды в результате тепловых пульсаций]]
Слоевая гелиевая вспышка случается у звёзд [[Асимптотическая ветвь гигантов|асимптотической ветви гигантов]], которые имеют инертное ядро, состоящее из [[Углерод|углерода]] и [[Кислород|кислорода]]. Их ядро окружено тонким слоем [[Гелий|гелия]], а внешние слои состоят в основном из [[Водород|водорода]]. Изначально происходит [[горение гелия]] в слоевом источнике, но в какой-то момент гелий исчерпывается, а на границе гелия и водорода начинает идти превращение водорода в гелий. В результате масса слоя гелия постепенно увеличивается, и через некоторое время условия в нём становятся подходящими для горения гелия. Необходимая для этого масса гелиевой оболочки зависит от массы ядра: при массе ядра в 0,8 {{Mo}} она составляет около {{E|−3|0}} {{Mo}}, и уменьшается с увеличением массы ядра<ref name=":1" />{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=189—193}}.

В отличие от гелиевой вспышки в ядре, в данном случае слой гелия не вырожден, поэтому начинает расширяться после начала реакций. Однако пока слой гелия достаточно тонкий, расширение приводит не к его охлаждению, а к нагреванию. Для объяснения этого можно рассмотреть слой гелия толщиной <math>s,</math> внутренняя граница которого находится на расстоянии <math>r_0</math> от центра звезды, а внешняя ― на расстоянии <math>r = r_0 + s.</math> При <math>s \ll r_0</math> можно выразить <math>m \propto \rho r_0^2 s,</math> где <math>m</math> ― неизменная масса слоя, <math>\rho</math> ― его плотность. Таким образом, можно связать возможные изменения этих величин в предположении, что <math>r_0</math> остаётся неизменным{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=189—193}}{{Sfn|Kippenhahn et al.|2012|pp=419—422}}:

: <math>\frac{d \rho}{\rho} = -\frac{ds}{s} = -\frac{r}{s} \frac{dr}{r}.</math>

Давление в слое гелия определяется внешними слоями, которые поднимаются и опускаются вместе с расширением или сжатием слоя гелия. Поэтому изменение давления <math>P</math> может быть выражено через расширение, а значит, и через изменение плотности{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=189—193}}{{Sfn|Kippenhahn et al.|2012|pp=419—422}}:

: <math>\frac{d P}{P} = -4\frac{dr}{r} = 4\frac{s}{r} \frac{d\rho}{\rho}.</math>

[[Уравнение состояния]] для слоя гелия в любом случае имеет следующий вид, где <math>T</math> ― температура, а <math>\alpha</math> и <math>\beta</math> ― положительные константы{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=189—193}}{{Sfn|Kippenhahn et al.|2012|pp=419—422}}:

: <math>\frac{d P}{P} = \alpha \frac{d\rho}{\rho} + \beta \frac{dT}{T}.</math>

Если выразить изменение давления через изменение плотности, получится{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=189—193}}{{Sfn|Kippenhahn et al.|2012|pp=419—422}}:

: <math>\frac{d\rho}{\rho} \left(4\frac{s}{r} - \alpha \right) = \beta \frac{dT}{T}.</math>

Таким образом, если слой гелия достаточно тонкий и <math display="inline">4\frac{s}{r} < \alpha</math>, то значение в скобках оказывается отрицательным. Это значит, что расширение слоя гелия и уменьшение его плотности приводит к увеличению его температуры. В этом случае гелиевая вспышка развивается и достигает максимальной мощности около {{E|7|0}}—{{E|8|0}} {{Lo}}. Расширение гелиевой оболочки перемещает область, где сгорает водород, в более холодные и менее плотные части звезды, поэтому горение водорода прекращается, но после окончания слоевой гелиевой вспышки продолжается стабильное горение гелия. Весь описанный процесс также называется тепловой пульсацией ({{Lang-en|thermal pulse}}) и длится несколько сотен лет, при нём наблюдается временное падение светимости звезды<ref name=":1" />{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=189—193}}{{Sfn|Kippenhahn et al.|2012|pp=419—422}}.

Через некоторое время гелий исчерпывается и в звезде начинает сгорать водород, увеличивая массу слоя гелия. Когда тот достигает определённой массы, гелиевая вспышка повторяется ― она может происходить многократно, до тех пор, пока водород полностью не исчерпывается из-за термоядерных реакций и сильного [[Звёздный ветер|звёздного ветра]]. После этого звезда покидает асимптотическую ветвь гигантов, сжимается и становится [[Планетарная туманность|планетарной туманностью]]. Интервал времени <math>\Delta t</math> между слоевыми вспышками зависит от массы ядра <math>M_c</math> и может быть выражен формулой <math>\lg \Delta t = 7{,}55 - 4{,}5~M_c,</math> где <math>\Delta t</math> выражено в годах, <math>M_c</math> ― в [[Масса Солнца|массах Солнца]]<ref name=":1" />{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=189—197}}.

=== Гелиевая вспышка в белых карликах и нейтронных звёздах ===
Гелиевая вспышка также может произойти в [[Белый карлик|белом карлике]], на который [[Аккреция|аккрецирует]] вещество звезды-компаньона. Например, если образуется гелиевый белый карлик с массой более 0,6 {{Mo}}, то в нём развивается гелиевая вспышка, при которой выделяется энергия около {{E|44|0}} Дж. При этом происходит разлёт вещества белого карлика и наблюдается взрыв [[Сверхновая звезда|сверхновой]] типа I. Также вспышка может случиться, если происходит аккреция гелия на углеродно-кислородный белый карлик: когда масса гелия составляет 0,1—0,3 {{Mo}}, происходит вспышка, при которой белый карлик может как полностью разлететься, так и уцелеть<ref name=":1" />{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=225—228}}.

Если происходит аккреция гелия на [[Нейтронная звезда|нейтронную звезду]], то в её оболочке также могут случаться периодические гелиевые вспышки, и в таком случае нейтронная звезда наблюдается как [[барстер]]<ref name=":1" /><ref>{{Cite web|url=http://femto.com.ua/articles/part_1/0275.html|title=Барстеры|website=Энциклопедия физики и техники|access-date=2021-05-08|archive-date=2020-07-21|archive-url=https://web.archive.org/web/20200721204607/http://femto.com.ua/articles/part_1/0275.html|url-status=live}}</ref>.

== Примечания ==
{{Примечания}}

== Литература ==
* {{Книга|ref=Karttunen et al.|ссылка=https://books.google.ru/books?id=DjeVdb0sLEAC&hl=ru|автор=Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J.|заглавие=Fundamental Astronomy|год=2007|издание=5th Edition|место=Berlin—Heidelberg—{{N. Y.}}|издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|isbn=978-3-540-34143-7|allpages=510|язык=en|archive-url=https://web.archive.org/web/20200605220918/https://books.google.ru/books?id=DjeVdb0sLEAC&hl=ru|archive-date=2020-06-05}}
* {{Книга|ref=Kippenhahn et al.|ссылка=https://www.google.ru/books/edition/Stellar_Structure_and_Evolution/wdSFB4B_pMUC?hl=ru&gbpv=0|автор=Kippenhahn R., Weigert A., Weiss A.|заглавие=Stellar Structure and Evolution|год=2012|язык=en|издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|allpages=606|isbn=978-3-642-30304-3}}
* {{Книга|ref=Salaris, Cassisi|ссылка=https://archive.org/details/evolutionofstars0000sala|автор=Salaris M., Cassisi S.|заглавие=Evolution of Stars and Stellar Populations|год=2005|язык=en|место=Chichester|издательство=[[John Wiley & Sons]]|allpages=338|isbn=978-0-470-09219-X}}
{{ВС}}
{{Звёзды}}

[[Категория:Астрофизика]]
[[Категория:Гелий]]
{{Добротная статья|Астрономия}}

Гелиевая вспышка - История изменений

imported>SchlurcherBot: Bot: http → https