Из Википедии, свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Углеродная звезда ( С-типа звезда ) обычно представляет собой асимптотическую ветвь гигантов звезда, светящийся красный гигант , чья атмосфера содержит больше углерода , чем кислорода . Два элемента объединяются в верхних слоях звезды, образуя окись углерода , которая потребляет весь кислород в атмосфере, оставляя атомы углерода свободными для образования других углеродных соединений, придавая звезде « сажевую » атмосферу и поразительно рубиново-красный вид. Также есть карликовые и сверхгигантские углеродные звезды, причем наиболее распространенные гигантские звезды иногда называют классическими углеродными звездами, чтобы отличить их.

У большинства звезд (таких как Солнце ) атмосфера богаче кислородом, чем углеродом. Поэтому обычные звезды, не обладающие характеристиками углеродных звезд, но достаточно холодные, чтобы образовывать окись углерода, называются богатыми кислородом звездами.

Углеродные звезды имеют весьма отличительные спектральные характеристики , и они были впервые обнаружены по их спектрам Анджело Секки в 1860-х годах, когда в астрономической спектроскопии было пионером .

Спектры [ править ]

Эшелле-спектры углеродной звезды UU Возничего.

По определению углеродные звезды имеют доминирующие спектральные полосы Лебедя от молекулы C 2 . Многие другие углеродные соединения могут присутствовать в высоких концентрациях, такие как CH, CN ( цианоген ), C 3 и SiC 2 . Углерод образуется в ядре и циркулирует в его верхних слоях, резко меняя состав слоев. Помимо углерода, элементы S-процесса, такие как барий , технеций и цирконий , образуются во вспышках оболочки и «выбрасываются» на поверхность. [1]

Когда астрономы разработали спектральную классификацию углеродных звезд, они столкнулись со значительными трудностями при попытке сопоставить спектры с эффективными температурами звезд. Проблема заключалась в том, что весь атмосферный углерод скрывает линии поглощения, обычно используемые в качестве индикаторов температуры для звезд.

Углеродные звезды также демонстрируют богатый спектр молекулярных линий миллиметрового и субмиллиметрового диапазонов . В углеродной звезде CW Leonis было обнаружено более 50 различных околозвездных молекул . Эта звезда часто используется для поиска новых околозвездных молекул.

Секки [ править ]

Углеродные звезды были открыты еще в 1860-х годах, когда пионер спектральной классификации Анджело Секки построил четвертый класс Секки для углеродных звезд, которые в конце 1890-х годов были реклассифицированы как звезды класса N. [2]

Гарвард [ править ]

Используя эту новую гарвардскую классификацию, класс N был позже расширен классом R для менее ярко-красных звезд, разделяющих характерные углеродные полосы спектра. Более поздняя корреляция этой схемы R-N с обычными спектрами показала, что последовательность RN примерно параллельна c: от G7 до M10 в отношении температуры звезды. [3]

МК-типаR0R3R5R8NaNb
гигантский эквивалент.G7-G8К1-К2~ К2-К3К5-М0~ М2-М3М3-М4
T эфф43003900~ 37003450------

Система Моргана – Кинана C [ править ]

Более поздние классы N хуже соответствуют аналогичным типам M, потому что Гарвардская классификация лишь частично основывалась на температуре, но также и на содержании углерода; поэтому вскоре стало ясно, что такая классификация углеродных звезд была неполной. Вместо этого была возведена новая двойная звезда класса C, чтобы иметь дело с температурой и изобилием углерода. Такой спектр, измеренный для Y Canum Venaticorum , был определен как C5 4 , где 5 относится к характеристикам, зависящим от температуры, а 4 - к силе полос C 2 Swan в спектре. (C5 4 очень часто пишется как C5,4). [4] Эта классификация системы C Моргана – Кинана заменила старые классификации RN 1960–1993 годов.

МК-типаC0C1C2C3C4C5C6C7
гигантский эквивалент.G4-G6G7-G8G9-K0К1-К2К3-К4К5-М0М1-М2М3-М4
T эфф450043004100390036503450------

Пересмотренная система Моргана – Кинана [ править ]

Двумерная классификация C по Моргану – Кинану не оправдала ожиданий создателей:

  1. не удалось сопоставить с измерениями температуры на основе инфракрасного излучения,
  2. изначально будучи двумерным, он вскоре был дополнен суффиксами CH, CN, j и другими особенностями, что сделало его непрактичным для массового анализа популяций углеродных звезд в чужих галактиках.
  3. и постепенно выяснилось, что старые R- и N-звезды на самом деле были двумя различными типами углеродных звезд, имеющих реальное астрофизическое значение.

Новая пересмотренная классификация Моргана – Кинана была опубликована в 1993 году Филипом Кинаном , в которой определены классы: CN, CR и CH. Позже были добавлены классы CJ и C-Hd. [5] Это составляет установленную систему классификации, используемую сегодня. [6]

классспектрчисленность населенияM Vтеория
диапазон температур (K) [7]		Примеры)# известный
классические углеродные звезды
CR:возродился старый гарвардский класс R: все еще видны в синем конце спектра, сильные изотопные полосы, нет усиленной линии Baсредний диск поп I0красные гиганты?5100-2800Мошенничество~ 25
CN:возродился старый гарвардский класс N: сильное диффузное синее поглощение, иногда невидимое в синем, элементы s-процесса, усиленные по сравнению с солнечным содержанием, слабые изотопные полосытонкий диск поп I-2,2AGB3100-2600R Lep~ 90
неклассические углеродные звезды
CJ:очень сильные изотопные полосы C 2 и CNнеизвестныйнеизвестныйнеизвестный3900–2800Y CVn~ 20
CH:очень сильное поглощение CHгало поп II-1,8яркие гиганты, массоперенос (все CH: s двойные [8] )5000-4100В Ари , ТТ CVn~ 20
C-Hd:линии водорода и полосы CH слабые или отсутствуюттонкий диск поп I-3,5неизвестный?HD 137613~ 7

Астрофизические механизмы [ править ]

Углеродные звезды можно объяснить более чем одним астрофизическим механизмом. Классические углеродные звезды отличаются от неклассических по массе, причем классические углеродные звезды являются более массивными. [9]

В классических углеродных звездах , принадлежащих к современным спектральным классам CR и CN, изобилие углерода считается продуктом синтеза гелия , в частности, процесса тройного альфа в звезде, которого гиганты достигают ближе к концу своей жизни. в асимптотической ветви гигантов (AGB). Эти продукты термоядерного синтеза были доставлены на поверхность звезды в результате эпизодов конвекции (так называемого третьего углубления ) после того, как были сделаны углерод и другие продукты. Обычно такая углеродная звезда AGB плавит водород в оболочке, горящей водородом, но в эпизодах, разделенных 10 4 -10 5.лет звезда превращается в горящий гелий в оболочке, а синтез водорода временно прекращается. В этой фазе яркость звезды повышается, и материал изнутри звезды (особенно углерод) перемещается вверх. Поскольку светимость увеличивается, звезда расширяется, так что синтез гелия прекращается, и горение водородной оболочки возобновляется. Во время этих вспышек оболочечного гелия звезда теряет массу, и после многих вспышек оболочечного гелия звезда AGB превращается в горячий белый карлик, а ее атмосфера становится материалом для планетарной туманности .

В неклассические виды углеродных звезд, принадлежащих к типам CJ и CH , как полагают, являются двойными звездами , где наблюдается одна звезда быть гигантская звезда (или иногда красный карлик ) , а другой белый карлик . В настоящее время наблюдаемая звезда представляет собой гигантскую звезду с аккрецией богатого углеродом материала, когда она все еще была звездой главной последовательности от своего компаньона (то есть звезды, которая сейчас является белым карликом), когда последний все еще был классической углеродной звездой. Эта фаза звездной эволюции относительно коротка, и большинство таких звезд в конечном итоге превращаются в белые карлики. Эти системы сейчас наблюдаются сравнительно долгое время после массопереноса.Это событие, поэтому дополнительный углерод, наблюдаемый в нынешнем красном гиганте, не образовался внутри этой звезды. [9] Этот сценарий также считается источником бариевых звезд , которые также характеризуются сильными спектральными особенностями молекул углерода и бария ( элемент s-процесса ). Иногда звезды, у которых избыток углерода возник в результате этого массопереноса, называют «внешними» углеродными звездами, чтобы отличить их от «внутренних» звезд AGB, которые производят углерод внутренне. Многие из этих внешних углеродных звезд недостаточно светятся или недостаточно холодны, чтобы образовывать собственный углерод, что было загадкой, пока не была обнаружена их двойная природа.

Загадочные углеродные звезды с дефицитом водорода (HdC), принадлежащие к спектральному классу C-Hd, похоже, имеют некоторое отношение к переменным R Coronae Borealis (RCB), но сами по себе не изменчивы и не имеют определенного инфракрасного излучения, типичного для RCB: s. Известно только пять HdC: s, и ни один из них не известен как двойной [10], поэтому связь с неклассическими углеродными звездами неизвестна.

Другие менее убедительные теории, такие как дисбаланс цикла CNO и вспышка гелия в ядре , также были предложены в качестве механизмов обогащения углерода в атмосферах более мелких углеродных звезд.

Прочие характеристики [ править ]

Изображение углеродной звезды VX Andromedae в оптическом свете.

Большинство классических углеродные звездами являются переменными звездами этих переменных долгопериодических типов.

Наблюдение за углеродными звездами [ править ]

Из-за нечувствительности ночного видения к красному цвету и медленной адаптации чувствительных к красному цвету глазных стержней к свету звезд астрономы, оценивающие величину красных переменных звезд , особенно углеродных звезд, должны знать, как бороться с эффектом Пуркинье в чтобы не недооценивать величину наблюдаемой звезды.

Генерация межзвездной пыли [ править ]

Из-за низкой поверхностной силы тяжести до половины (или более) общей массы углеродной звезды может быть потеряно из-за мощных звездных ветров . Остатки звезды, богатая углеродом «пыль», похожая на графит , поэтому становятся частью межзвездной пыли . [11] Эта пыль считается важным фактором в обеспечении сырьем для создания последующих поколений звезд и их планетных систем. Материал, окружающий углеродную звезду, может покрывать ее до такой степени, что пыль поглощает весь видимый свет.

Другие классификации [ править ]

Другие типы углеродных звезд включают:

  • CCS - Прохладная углеродная звезда
  • CEMP - Металл с повышенным содержанием углерода, бедный
    • CEMP-no - Металл-бедная звезда с усиленным углеродом, без усиления элементов, производимых r-процессом или s-процессом нуклеосинтеза.
    • CEMP-r - металл-бедная звезда с усиленным углеродом с усилением элементов, произведенных в результате нуклеосинтеза r-процессом
    • CEMP-s - металл-бедная звезда с усиленным углеродом с усилением элементов, производимых s-процессом нуклеосинтеза.
    • CEMP-r / s - звезда с усиленным углеродом, металло-бедная, с усилением элементов, продуцируемых как r-процессом, так и s-процессом нуклеосинтеза
  • CGCS - крутая галактическая углеродная звезда

См. Также [ править ]

  • Бариевая звезда  - Спектральный класс от G до K гигантов, спектры которых указывают на переизбыток элементов s-процесса из-за наличия однократно ионизированного бария
  • Звезда S-типа  - холодный гигант с примерно равным количеством углерода и кислорода в атмосфере.
  • Звезда технеция  - Звезда, звездный спектр которой содержит линии поглощения технеция.
  • Марк Ааронсон  - американский астроном, американский астроном и известный исследователь углеродных звезд

Образцы:

  • Р. Лепорис , Малиновая звезда Хинда: пример углеродной звезды
  • IRC +10216 , CW Leonis: наиболее изученная углеродная звезда, а также самая яркая звезда на небе в N-диапазоне.
  • La Superba , Y Canum Venaticorum: одна из самых ярких углеродных звезд

Ссылки [ править ]

  1. ^ Савина, Майкл Р .; Дэвис, Эндрю М .; Трипа, К. Эмиль; Пеллин, Майкл Дж .; Клейтон, Роберт Н .; Льюис, Рой С .; Амари, Сатико; Галлино, Роберто; Лугаро, Мария (2003). «Изотопы бария в отдельных зернах досолнечного карбида кремния из метеорита Мерчисон» . Geochimica et Cosmochimica Acta . 67 (17): 3201. Bibcode : 2003GeCoA..67.3201S . DOI : 10.1016 / S0016-7037 (03) 00083-8 .
  2. ^ Готтесман, S. (весна 2009). «Классификация звездных спектров: немного истории» . AST2039 Материалы . Проверено 21 марта 2012 .
  3. ^ Клауэс, C. (25 октября 2003). «Углеродные звезды» . перипатус.gen.nz . Архивировано из оригинала на 2012-02-05 . Проверено 21 марта 2012 .
  4. ^ Кинан, ПК; Морган, WW (1941). «Классификация красных углеродных звезд». Астрофизический журнал . 94 : 501. Bibcode : 1941ApJ .... 94..501K . DOI : 10.1086 / 144356 .
  5. Перейти ↑ Keenan, PC (1993). «Пересмотренная МК спектральная классификация красных углеродных звезд» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 105 : 905. Bibcode : 1993PASP..105..905K . DOI : 10.1086 / 133252 .
  6. ^ "Спектральный атлас углеродных звезд" . Проверено 21 марта 2012 .
  7. ^ Танака, М .; и другие. (2007). «Спектры 29 углеродных звезд в ближнем инфракрасном диапазоне: простые оценки эффективной температуры» . Публикации Астрономического общества Японии . 59 (5): 939–953. Bibcode : 2007PASJ ... 59..939T . DOI : 10.1093 / pasj / 59.5.939 .
  8. ^ McClure, RD; Вудсворт, AW (1990). «Двойная природа звезд бария и CH. III - Орбитальные параметры». Астрофизический журнал . 352 : 709. Bibcode : 1990ApJ ... 352..709M . DOI : 10.1086 / 168573 .
  9. ^ Б МакКлюр, RD (1985). «Углерод и родственные ему звезды». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 79 : 277. Bibcode : 1985JRASC..79..277M .
  10. Перейти ↑ Clayton, GC (1996). "Звезды R Coronae Borealis" . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 108 : 225. Bibcode : 1996PASP..108..225C . DOI : 10.1086 / 133715 .
  11. ^ Валлерстайн, Джордж; Кнапп, Джиллиан Р. (сентябрь 1998 г.). «УГЛЕРОДНЫЕ ЗВЕЗДЫ». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 36 (1): 369–433. Bibcode : 1998ARA & A..36..369W . DOI : 10.1146 / annurev.astro.36.1.369 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Список 110 углеродных звезд . Включает номер HD ; вторичная идентификация для большинства; положение по прямому восхождению и склонению  ; величина ; спектр ; диапазон звездных величин (для переменных звезд ); период (цикла изменчивости).