Obserwacje wykonane przy pomocy HST posłużyły w kolejnej próbie określenia pochodzenia niezwykłych, rzadko występujących gwiazd ekstremalnie helowych (EHS). Wyniki grupy naukowców wskazują na to, że te gwiazdy powstają z połączenia się dwóch białych karłów.

Pierwszą odkrytą ekstremalnie helową gwiazdą była HD 124448, odkryta w 1942 roku. Od tamtej pory zidentyfikowano ich około 21.

EHS to mniej masywne niż Słońce nadolbrzymy, gorętsze od Słońca (zakres temperatur: 9000 do 35OOO kelwinów). Ich skład chemiczny jest niezwykły: prawie wcale wodoru, dominacja helu, znaczne ilości węgla, azotu i tlenu oraz śladowe ilości innych pierwiastków.

W Galaktyce nie istnieje obłok gazu helowego i EHS nie mogły powstać z takiego obłoku. Hel powstaje z wodoru w reakcjach jądrowych i jest zmagazynowany w jądrze gwiazdy. Wydawałoby się ze gwiazda musi stracić ogromne ilości gazu zanim hel pojawi się na powierzchni gwiazdy, co umożliwi jego detekcję. Mechanizm odpowiedzialny za wyrzucenie warstw zewnetrznych pozostaje nieznany.

Natomiast istnieją inne teorie. Oto jedna z nich…

Teoria powstania EHS w wyniku połączenia się dwóch białych karłów (tak zwana teoria DD (‘double degenerate’) po raz pierwszy ujrzała światło dzienne w 1984 roku (autorzy: Webbink, Iben i Tutukov). Biale karły to końcowy produkt ewolucji gwiazd typu Słońca. Nie zawierają dużo wodoru, niektóre są bogate w hel, inne w węgiel i tlen. Para białych karłów może powstać w wyniku ewolucji układu podwojnego dwóch normalych gwiazd. Sugerowano, że w niektórych przypadkach jeden ze skladników układu podwójnego może ewoluować jako bogaty w hel bialy karzeł, zaś drugi – bogaty w węgiel i tlen biały karzeł.

Ponad miliard lat wzajemnego orbitowania może wystarczyć do tego, żeby dwie gwiazdy straciły dość energii, zbliżyły się do siebie wzajemnie i… połączyły w wyniku wchłonięcia helowego białego karła poprzez bardziej masywnego węglowotlenowego towarzysza. Rezultat: rozdęty helowy nadolbrzym.

W modelu proponowanym przez naukowców helowy biały karzeł jest rozrywany i formuuje się gruby dysk wokól węglowotlenowego białego karła. Następnie w przeciągu zaledwie kilku minut dysk jest grawitacyjnie wciągany do węgowotlenowego białego karła.

Dalsze losy zależa od masy nowouformowanej gwiazdy. Jeśli masa ta przekracza granice Chandrasekara, następuje eksplozja supernowej Ia lub formacja gwiazdy neutronowej. Jeśli masa jest niższa od granicy Chandrasekara, gwiazda się rozdyma stając się nadolbrzymem, przypuszczalnie przechodzi przez fazy: zimnej ubogiej w wodor gwiazdy węglowej i gwiazdy typu R Coronae Borealis. Następnie w wyniku kontrakcji ubogiego w wodór nadolbrzyma, powstaje ekstremalnie helowa gwiazda.

Co dalej? Stopniowe obniżanie się temperatury kończy się dla EHS losem pojedynczego białego karła.

Aby potwierdzić tą teorię potrzebne było obserwacyjne wyznaczenie składu chemicznego EHS. Wykorzystany do tego sprzęt to: HST i 2m7 metrowy teleskopow McDonald Observatory oraz 2,3 metrowy teleskop Vainu Bappu Telescope w Indiach.

Analizowano swiatło ultrafioletowe z siedmiu gwiazd (HST) oraz swiatło optyczne z teleskopów naziemnych. Otrzymano w ten sposób dane o ponad dwóch tuzinach składników chemicznych, które posłużyły do dalszych studiów.

Obserwowane wartości zgadzają się dobrze z wartościami otrzymanymi w modelu, w którym gwiazda EHS powstaje w wyniku zlania się dwóch białych karłów.

Planowane są dalsze poszukiwania EHS oraz identyfikacja ich składu chemicznego.

Autor

Joanna Sławińska