Углеродная звезда - Carbon star

А углеродная звезда (C-типа звезда) обычно асимптотическая ветвь гигантов звезда, светящаяся красный гигант, чей атмосфера содержит больше углерод чем кислород. Два элемента объединяются в верхних слоях звезды, образуя монооксид углерода, который потребляет весь кислород в атмосфере, оставляя атомы углерода свободными для образования других углеродных соединений, давая звезде "закопченный "атмосфера и поразительно Рубиново-красный внешний вид. Также есть карликовые и сверхгигант углеродные звезды, причем более 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 звездами, богатыми кислородом.

Углеродные звезды имеют довольно характерные спектральные характеристики, и они были впервые обнаружены по спектрам Анджело Секки в 1860-е годы, пионерское время в астрономической спектроскопия.

Спектры

Эшелле спектры углеродной звезды UU Возничего.

По определению углеродные звезды имеют доминирующую спектральную Лебединые группы из молекулы C2. Многие другие углеродные соединения могут присутствовать в высоких концентрациях, например, CH, CN (циан ), C3 и SiC2. Углерод образуется в ядре и циркулирует в его верхних слоях, резко меняя состав слоев. Помимо углерода, S-процесс такие элементы, как барий, технеций, и цирконий образуются в снарядах и «выкапываются» на поверхность.[1]

Когда астрономы разработали спектральная классификация Что касается углеродных звезд, то у них были значительные трудности 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 показывают богатый спектр молекулярных линий на миллиметровых длинах волн и субмиллиметровые длины волн. В углеродной звезде CW Леонис более 50 различных околозвездные молекулы были обнаружены. Эта звезда часто используется для поиска новых околозвездных молекул.

Secchi

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

Гарвард

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 R-N 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
Тэфф43003900~37003450------

Система Моргана – Кинана C

Более поздние классы N менее хорошо соответствуют аналогичным типам M, потому что Гарвардская классификация лишь частично основана на температуре, но также и на содержании углерода; так что 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 C54, где 5 относится к характеристикам, зависящим от температуры, а 4 - к прочности C2 Лебединые полосы в спектре. (C54 очень часто альтернативно пишется C5,4).[4] Эта классификация системы C Моргана – Кинана заменила старые классификации R-N 1960–1993 годов.

МК-типаC0C1C2C3C4C5C6C7
гигантский эквивалент.G4-G6G7-G8G9-K0К1-К2К3-К4К5-М0М1-М2М3-М4
Тэфф450043004100390036503450------

Пересмотренная система Моргана – Кинана

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

  1. не удалось соотнести 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 чужих галактик.
  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 г. Филип Кинан, определяя классы: C-N, C-R и C-H. Позже были добавлены классы C-J и C-Hd.[5] Это составляет установленную систему классификации, используемую сегодня.[6]

учебный классспектрчисленность населенияMVтеориятемпература
диапазон (К)[7]		Примеры)# известен
классические углеродные звезды
C-R:возрождается старый гарвардский класс R: все еще видны в синем конце спектра, сильные изотопные полосы, нет усиленных Ба линиясредний диск поп I0красные гиганты?5100-2800Мошенничество~25
C-N:возродился старый Гарвардский класс N: сильное диффузное синее поглощение, иногда невидимое синим, элементы s-процесса, усиленные по сравнению с солнечным содержанием, слабые изотопные полосытонкий диск поп я-2.2AGB3100-2600R Lep~90
неклассические углеродные звезды
CJ:очень сильные изотопические полосы C2 и CNнеизвестныйнеизвестныйнеизвестный3900-2800Y CVn~20
C-H:очень сильное поглощение CHгало поп II-1.8яркие гиганты, массоперенос (все C-H: s бинарные [8])5000-4100В Ари, TT CVn~20
C-Hd:линии водорода и полосы CH слабые или отсутствуюттонкий диск поп я-3.5неизвестный?HD 137613~7

Астрофизические механизмы

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

в классические углеродные звезды, принадлежащие к современным спектральные классы C-R и C-N, количество углерода считается продуктом синтез гелия в частности тройной альфа-процесс внутри звезды, которую гиганты достигают ближе к концу своей жизни в асимптотическая ветвь гигантов (AGB). Эти продукты термоядерного синтеза были доставлены на поверхность звезды эпизодами конвекция (так называемый третий дноуглубление ) после изготовления углерода и других продуктов. Обычно такая углеродная звезда AGB плавит водород в водородной оболочке, но в эпизодах, разделенных 104-105 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 гелиевые вспышки, потеря массы звезды значительна, и после многих вспышек гелиевых оболочек звезда AGB превращается в горячую белый Гном и его атмосфера становится материальной для планетарная туманность.

В неклассический виды углеродных звезд, принадлежащих к типам C-J и C-H, считаются двойные звезды, где одна звезда считается гигантской звездой (или иногда красный карлик ) а другой белый Гном. В настоящее время наблюдаемая звезда представляет собой гигантскую звезду, образованную богатым углеродом материалом, когда она еще была главная последовательность звезда от своего компаньона (то есть звезды, которая сейчас является белым карликом), когда последний еще был классической углеродной звездой. Эта фаза звездная эволюция относительно коротка, и большинство таких звезд в конечном итоге превращаются в белые карлики. Эти системы сейчас наблюдаются сравнительно долгое время после массообмен событие, поэтому дополнительный углерод, наблюдаемый в нынешнем красном гиганте, не образовался внутри этой звезды.[9] Этот сценарий также считается источником бариевые звезды, 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 не обладают достаточной яркостью или холодностью, чтобы образовать собственный углерод, что было загадкой, пока не была обнаружена их двойная природа.

Загадочный углеродные звезды с дефицитом водорода (HdC), принадлежащий к спектральному классу C-Hd, кажется, имеет некоторое отношение к Переменные R Coronae Borealis (RCB), но сами по себе не изменчивы и не имеют определенного инфракрасный излучение типичное для RCB: s. Известно только пять HdC: s, и ни один из них не известен как двоичный,[10] поэтому связь с неклассическими углеродными звездами неизвестна.

Другие менее убедительные теории, такие как Цикл CNO дисбаланс и основная гелиевая вспышка также были предложены как механизмы обогащения углерода в атмосферах более мелких углеродных звезд.

Другие характеристики

Изображение углеродной звезды VX Andromedae в оптическом свете.

Большинство классических углеродных звезд переменные звезды из переменная с длинным периодом типы.

Наблюдение за углеродными звездами

Из-за нечувствительности ночного видения к красному цвету и медленной адаптации чувствительности к красному. стержни для глаз к свету звезд, астрономы делают величина оценки красного переменные звезды, особенно углеродные звезды, должны знать, как бороться с Эффект Пуркинье чтобы не недооценивать звездную величину наблюдаемой звезды.

Генерация межзвездной пыли

Благодаря низкой поверхности сила тяжести, половина (или более) общей массы углеродной звезды может быть потеряна из-за мощного звездные ветры. Остатки звезды, богатая углеродом «пыль», похожая на графит, поэтому стать частью межзвездная пыль.[11] Эта пыль считается важным фактором в обеспечении сырье 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

Другие типы углеродных звезд включают:

Смотрите также

  • Бариевая звезда - Спектральный класс G - гиганты K, спектры которых указывают на переизбыток элементов s-процесса из-за наличия однократно ионизированного бария
  • Звезда S-типа - Крутой гигант с примерно равным количеством углерода и кислорода в атмосфере.
  • Звезда технеция - Звезда, в звездном спектре которой присутствуют линии поглощения технеция.
  • Марк Ааронсон - американский астроном, Американец астроном и известный исследователь углеродных звезд

Образцы:

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

Рекомендации

  1. ^ Савина, Михаил 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. Дои:10.1016 / S0016-7037 (03) 00083-8.
  2. ^ Готтесман, С. (весна 2009 г.). «Классификация звездных спектров: немного истории». AST2039 Материалы. Получено 2012-03-21.
  3. ^ Клоуз, К. (25 октября 2003 г.). «Углеродные звезды». перипатус.gen.nz. Архивировано из оригинал на 2012-02-05. Получено 2012-03-21.
  4. ^ Keenan, P.C .; Морган, У. У. (1941). «Классификация красных углеродных звезд». Астрофизический журнал. 94: 501. Bibcode:1941ApJ .... 94..501K. Дои:10.1086/144356.
  5. ^ Кинан, П. С. (1993). «Пересмотренная спектральная классификация красных углеродных звезд МК». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 105: 905. Bibcode:1993PASP..105..905K. Дои:10.1086/133252.
  6. ^ «Спектральный атлас углеродных звезд». Получено 2012-03-21.
  7. ^ Tanaka, M .; 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. Дои:10.1093 / pasj / 59.5.939.
  8. ^ McClure, R.D .; Вудсворт, А. В. (1990). «Двойная природа звезд бария и CH. III - Орбитальные параметры». Астрофизический журнал. 352: 709. Bibcode:1990ApJ ... 352..709M. Дои:10.1086/168573.
  9. ^ а б МакКлюр, Р. Д. (1985). «Углерод и родственные ему звезды». Журнал Королевского астрономического общества Канады. 79: 277. Bibcode:1985JRASC..79..277M.
  10. ^ Клейтон, Г.С. (1996). "Звезды R Coronae Borealis". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 108: 225. Bibcode:1996PASP..108..225C. Дои: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. Дои:10.1146 / annurev.astro.36.1.369.

внешняя ссылка