Étoile à l'hélium - Helium star

Une étoile d'hélium est une classe O ou B étoile (bleu), qui a extraordinairement forte hélium lignes et plus faible que la normale raies de l' hydrogène , ce qui indique des vents stellaires forts et une perte de masse de l'enveloppe extérieure. Les étoiles à hélium extrême (EHe) manquent totalement d'hydrogène dans leurs spectres. Les étoiles à l'hélium pur se trouvent sur ou près d'une séquence principale d'hélium , analogue à la séquence principale formée par les étoiles à hydrogène les plus courantes.

Auparavant, une étoile à l'hélium était synonyme d'une étoile de type B , mais cet usage est considéré comme obsolète.

Une étoile à hélium est également un terme pour une étoile hypothétique qui pourrait se produire si deux naines blanches d' hélium avec une masse combinée d'au moins 0,5 masse solaire fusionnent et commencent par la suite la fusion nucléaire de l'hélium, avec une durée de vie de quelques centaines de millions d'années. Cela ne peut se produire que si ces deux masses binaires partagent le même type de phase d'enveloppe. On pense que c'est à l'origine des étoiles à hélium extrêmes.

La grande capacité de l'étoile à hélium à se transformer en d'autres objets stellaires a été observée au fil des ans. Le système progéniteur bleu de la supernova de type Iax 2012Z dans la galaxie spirale NGC 1309 est similaire au progéniteur de l' hélium galactique nova V445 Puppis , suggérant que SN 2012Z était l'explosion d'une naine blanche accrétant d'un compagnon d'étoile d'hélium. On observe qu'il a provoqué la croissance d'une étoile d'hélium qui a le potentiel de se transformer en une géante rouge après avoir perdu son enveloppe d'hydrogène dans le futur.

Voir également

Les références