極限ヘリウム星

極端ヘリウム星（EHeと略記）は、宇宙で最も一般的な化学元素である水素をほとんど含まない低質量の超巨星です。分子雲から水素を含まない星が形成される条件は知られていないため、ヘリウム核と炭素酸素核の白色矮星の合体によって生成されると理論づけられています。

極端ヘリウム星は、水素欠乏星という広いカテゴリー内のサブグループを形成します。水素欠乏星には、コロナR変光星のような冷たい炭素星、ヘリウムに富むスペクトル型OまたはB星、種族Iのウォルフ・ライエ星、AM CVn星、スペクトル型WCの白色矮星、PG 1159のような遷移星が含まれます。^[1]

最初の極端ヘリウム星として知られるHD 124448 は、1942 年に米国テキサス州フォートデイビス近郊のマクドナルド天文台でダニエル・M・ポッパーによって発見されました。この星のスペクトルには水素の線は見られませんでしたが、強いヘリウムの線が見られ、炭素と酸素も存在していました。^[2] 2 番目のPV Telescopiiは 1952 年に発見され、PV Telescopii 変光星のクラスはすべて極端ヘリウム星です。1996 年までに合計 25 個の候補が見つかりました (このリストは 2006 年までに 21 個に絞り込まれました)。^[3]これらの星に共通する特徴は、炭素とヘリウムの存在比が常に 0.3 ～ 1% の範囲にあることです。これは、EHe 星の他の存在比が大きく異なるにもかかわらずです。^[4]

知られている極端ヘリウム星は、水素が10,000倍以上不足している超巨星です。これらの星の表面温度は9,000～35,000 Kです。主にヘリウムで構成されており、2番目に豊富な元素である炭素は、ヘリウム100原子あたり約1原子を占めています。これらの星の化学組成は、進化のどこかの段階で水素とヘリウムの両方の燃焼を経験したことを示しています。^[3]

極端ヘリウム星の構成を説明するために2つのシナリオが提案された。^[3]

1. 二重縮退（DD）モデルは、より小さなヘリウム白色矮星とより質量の大きい炭素酸素白色矮星からなる連星系で星が形成されると説明した。両方の星は核融合によるエネルギー生成を止め、コンパクトな天体となった。重力放射の放出により、それらの軌道は崩壊し、最終的に合体した。合計質量がチャンドラセカール限界を超えない場合、ヘリウムはCO矮星に集積し、点火して超巨星を形成する。後にこれはEHe星になり、その後冷却して白色矮星になる。^[3]
2. 最終閃光（FF）モデルは、EHe星が漸近巨星分枝を離れた後の星の進化後期段階として形成される可能性があることを示唆した。星が冷却して白色矮星を形成すると、核の周りの殻でヘリウムが発火し、外層が急速に膨張する。この外殻の水素が消費されると、星は水素欠乏状態になり、収縮してEHeを形成する。^[3]

7つのEHe星の元素組成を調べたところ、DDモデルで予測されたものと一致した。^[3]

• faulkes-telescope.com: 「極端にヘリウムが多い星」
• 「天文学者、極端ヘリウム星の起源を発見」
• C. Simon Jeffery: 「極端ヘリウム星: 脈動と進化」が主な情報源として疑われます。