Углеродная звезда - Carbon star

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. Есть также несколько карликовых и сверхгигантских углеродных звезд, 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 звездами, богатыми кислородом.

Углеродные звезды обладают весьма отличительными спектральными характеристиками , и они были впервые обнаружены по спектрам Анджело Секки в 1860-х годах, когда была пионером в астрономической спектроскопии .

Спектры

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 «выкапываются» на поверхность.

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 показывают богатый спектр молекулярных линий на миллиметровых и субмиллиметровых длинах волн . В углеродной звезде CW Leonis было обнаружено более 50 различных околозвездных молекул . 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 построил четвертый класс Секки для углеродных звезд, которые в конце 1890-х годов были реклассифицированы как звезды класса N.

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 к N с обычными спектрами показала, что последовательность RN приблизительно параллельна c: от G7 до M10 в отношении температуры звезды.

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 C5 ₄ , где 5 относится к характеристикам, зависящим от температуры, а 4 - к силе полос C ₂ Swan в спектре. (C5 ₄ очень часто пишут как C5,4). Эта классификация С-системы Моргана – Кинана заменила старые классификации RN 1960–1993 годов.

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 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. Это составляет установленную систему классификации, используемую сегодня.

Астрофизические механизмы

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

В классических углеродных звездах , принадлежащих к современным спектральным классам CR и CN, считается, что изобилие углерода является 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 горящей водородной оболочке, но в эпизодах, разделенных 10 ⁴ -10 ⁵ годами, звезда превращается в горящую гелий в оболочке, в то время как синтез водорода временно прекращается. В этой фазе яркость звезды повышается, и материал изнутри звезды (особенно углерод) перемещается вверх. По мере увеличения светимости 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 спустя сравнительно долгое время после события массопереноса , поэтому дополнительный углерод, наблюдаемый в нынешнем красном гиганте, не образовался внутри этой звезды. 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 не обладают достаточной яркостью или холодностью, чтобы образовать 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, 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.

Другие характеристики

Изображение углеродной звезды VX Andromedae в оптическом свете.

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

Наблюдение за углеродными звездами

Из-за нечувствительности ночного видения к красному цвету и медленной адаптации чувствительных к красному свету 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

Из-за его 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 . Считается, что эта пыль является 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

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 в результате нуклеосинтеза r-процесса или s-процесса
  • CEMP-r - металл-бедная звезда с усиленным углеродом, с усилением элементов, полученных в результате нуклеосинтеза r-процесса
  • CEMP-s - металл-бедная звезда с усиленным углеродом с усилением элементов, произведенных s-процессом нуклеосинтеза.
  • CEMP-r / s - металл-бедная звезда с усиленным углеродом с усилением элементов, продуцируемых как r-процессом, так и s-процессом нуклеосинтеза
• CGCS - Крутая галактическая углеродная звезда

Смотрите также

• Бариевая звезда  - Спектральный класс от G до K гигантов, спектры которых указывают на переизбыток элементов s-процесса наличием 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

Рекомендации

внешние ссылки

• 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).