Углеродная звезда
( Углеродная звезда звезда C-типа ) обычно представляет собой асимптотическую звезду ветви гиганта , светящийся красный гигант которого , атмосфера содержит больше углерода, чем кислорода . [1] Эти два элемента соединяются в верхних слоях звезды, образуя угарный газ , который поглощает большую часть кислорода в атмосфере, оставляя атомы углерода свободными для образования других углеродных соединений, что придает звезде « копченую » атмосферу и поразительно рубиново-красный цвет. . Есть также несколько углеродных звезд-карликов и сверхгигантов , причем более распространенные звезды-гиганты иногда называют классическими углеродными звездами, чтобы отличить их.
У большинства звезд (например, Солнца ) 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 весьма характерные спектральные характеристики . [2] и впервые они были обнаружены по их спектрам Анджело Секки в 1860-х годах, в новаторское время в астрономической спектроскопии .
Спектры
[ редактировать ]
По определению углеродные звезды имеют доминирующие спектральные полосы Свана от молекулы C 2 . Многие другие соединения углерода могут присутствовать в больших количествах, например CH, CN ( циан ), 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 снаряда и «вытаскиваются» на поверхность [3]
Когда астрономы разработали спектральную классификацию углеродных звезд, они столкнулись со значительными трудностями при попытке соотнести спектры с эффективными температурами звезд. Проблема заключалась в том, что весь атмосферный углерод скрывал линии поглощения, обычно используемые в качестве индикаторов температуры для звезд.
Углеродные звезды также демонстрируют богатый спектр молекулярных линий на миллиметровых и субмиллиметровых волнах . В углеродной звезде CW Leonis более 50 различных околозвездных молекул обнаружено . Эту звезду часто используют для поиска новых околозвездных молекул.
Сушеный
[ редактировать ]Углеродные звезды были открыты уже в 1860-х годах, когда пионер спектральной классификации Анджело Секки присвоил углеродным звездам класс IV по Секки, которые в конце 1890-х годов были переклассифицированы в звезды N-класса. [4]
Гарвард
[ редактировать ]Используя эту новую Гарвардскую классификацию, класс N позже был расширен классом R для менее глубоко красных звезд, разделяющих характерные углеродные полосы спектра. Более поздняя корреляция этой схемы R с N с обычными спектрами показала, что последовательность RN примерно параллельны последовательности c:a от G7 до M10 в отношении температуры звезды. [5]
| МК-тип | Р0 | Р3 | Р5 | Р8 | Уже | Нб |
| гигантский экв. | G7–G8 | К1–К2 | ~К2–К3 | К5–М0 | ~М2–М3 | M3–M4 |
| Т эф | 4300 | 3900 | ~3700 | 3450 | — | — |
Система Моргана – Кинана C
[ редактировать ]Более поздние классы N хуже соответствуют соответствующим типам M, поскольку Гарвардская классификация лишь частично основывалась на температуре, но также и на содержании углерода; поэтому вскоре стало ясно, что такая классификация углеродных звезд неполна. Вместо этого была возведена новая звезда класса C с двойным числом, чтобы справиться с температурой и содержанием углерода. Такой спектр, измеренный для Y Canum Venaticorum , был определен как C5 4 , где 5 относится к температурно-зависимым характеристикам, а 4 - к силе полос C 2 Swan в спектре. (С5 4 очень часто альтернативно пишется С5,4). [6] Эта классификация системы C Моргана-Кинана заменила старые классификации RN с 1960 по 1993 год.
| МК-тип | С0 | С1 | С2 | С3 | С4 | С5 | С6 | С7 |
| гигантский экв. | G4–G6 | G7–G8 | Г9–К0 | К1–К2 | К3–К4 | К5–М0 | М1–М2 | M3–M4 |
| Т эф | 4500 | 4300 | 4100 | 3900 | 3650 | 3450 | — | — |
Пересмотренная система Моргана – Кинана
[ редактировать ]Двумерная классификация C Моргана – Кинана не оправдала ожиданий создателей:
- он не коррелировал с измерениями температуры, основанными на инфракрасном излучении,
- 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 зарубежных галактиках.
- и постепенно выяснилось, что старые звезды R и N на самом деле представляли собой два разных типа углеродных звезд, имеющих реальное астрофизическое значение.
Новая пересмотренная классификация Моргана-Кинана была опубликована в 1993 году Филипом Кинаном , определяя классы: CN, CR и CH. Позже были добавлены классы CJ и C-Hd. [7] Это составляет устоявшуюся систему классификации, используемую сегодня. [8]
| сорт | спектр | население | М В | теория | температура диапазон (К) [9] | пример(ы) | # известно |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| классические углеродные звезды | |||||||
| ЧР: | возрождение старого гарвардского класса R: все еще видны в синем конце спектра, сильные изотопные полосы, нет усиленной Ba линии | средний диск поп I | 0 | красные гиганты? | 5100 – 2800 | Мошенничество | ~25 |
| CN: | возрождается старый гарвардский класс N: сильное диффузное поглощение синего цвета, иногда невидимое в синем, элементы s-процесса усилены по сравнению с солнечным содержанием, слабые изотопные полосы | тонкий диск поп я | −2.2 | АГБ | 3100 – 2600 | Р Леп | ~90 |
| неклассические углеродные звезды | |||||||
| СиДжей: | очень сильные изотопные полосы C 2 и CN | неизвестный | неизвестный | неизвестный | 3900 – 2800 | и КВн | ~20 |
| Ч.: | очень сильное поглощение CH | привет поп II | −1.8 | яркие гиганты, массоперенос (все CH: двойные [10] ) | 5000 – 4100 | В Ари , ТТ CVn | ~20 |
| C-Hd: | линии водорода и полосы CH слабые или отсутствуют | тонкий диск поп я | −3.5 | неизвестный | ? | Ее Величество Либ | ~7 |
Астрофизические механизмы
[ редактировать ]Углеродные звезды можно объяснить более чем одним астрофизическим механизмом. Классические углеродные звезды отличаются от неклассических по массе: классические углеродные звезды более массивны. [11]
Считается , что в классических углеродных звездах , принадлежащих к современным спектральным классам CR и CN, содержание углерода является продуктом синтеза гелия , в частности процесса тройного альфа внутри звезды, которого гиганты достигают ближе к концу своей жизни. в асимптотической гигантской ветви (АГБ). Эти продукты термоядерного синтеза были вынесены на поверхность звезды в результате эпизодов конвекции (так называемого третьего подъема ) после образования углерода и других продуктов. Обычно этот тип углеродной звезды AGB плавит водород в горящей водородной оболочке, но в эпизодах, разделенных 10 4 –10 5 лет звезда превращается в горящий гелий в оболочке, а синтез водорода временно прекращается. На этом этапе светимость звезды возрастает, и материал из недр звезды (особенно углерод) движется вверх. Поскольку светимость возрастает, звезда расширяется так, что синтез гелия прекращается, и горение водородной оболочки возобновляется. Во время этих оболочечных гелиевых вспышек потеря массы звезды значительна, и после многих оболочечных гелиевых вспышек звезда AGB превращается в горячего белого карлика , а ее атмосфера становится материалом для планетарной туманности .
Неклассические ) , виды углеродных звезд, принадлежащие к типам CJ и CH , считаются двойными звездами , где одна звезда является звездой-гигантом (или иногда красным карликом а другая — белым карликом . В настоящее время наблюдается, что звезда представляет собой гигантскую звезду, аккрецировавшую богатый углеродом материал, когда она еще была звездой главной последовательности своего компаньона (то есть звезды, которая теперь является белым карликом), когда последний еще был классической углеродной звездой. Эта фаза звездной эволюции относительно коротка, и большинство таких звезд в конечном итоге становятся белыми карликами. Сейчас эти системы наблюдаются спустя сравнительно долгое время после события массопереноса , поэтому дополнительный углерод, наблюдаемый в нынешнем красном гиганте, не был произведен внутри этой звезды. [11] Этот сценарий также считается источником возникновения бариевых звезд , которые также характеризуются сильными спектральными особенностями молекул углерода и бария ( элемента s-процесса ). Иногда звезды, у которых избыток углерода образовался в результате этого массопереноса, называют «внешними» углеродными звездами, чтобы отличить их от «внутренних» звезд AGB, которые производят углерод внутри себя. Многие из этих внешних углеродных звезд не являются достаточно яркими или холодными, чтобы образовать собственный углерод, что было загадкой, пока не была открыта их двойная природа.
Загадочные углеродные звезды с дефицитом водорода (HdC), принадлежащие спектральному классу C-Hd, по-видимому, имеют некоторое отношение к переменным R Coronae Borealis (RCB), но сами по себе не являются переменными и лишены определенного инфракрасного излучения, типичного для RCB:s. Известны только пять HdC:, и ни один из них не является двоичным. [12] поэтому связь с неклассическими углеродными звездами неизвестна.
Другие менее убедительные теории, такие как разбалансировка цикла CNO и вспышка гелия в ядре, также были предложены в качестве механизмов обогащения углеродом в атмосферах меньших углеродных звезд.
Другие характеристики
[ редактировать ]
Большинство классических углеродных звезд являются переменными звездами длиннопериодических переменных типов.
Наблюдение углеродных звезд
[ редактировать ]Из-за нечувствительности ночного видения к красному цвету и медленной адаптации красных чувствительных палочек глаза к свету звезд астрономы, оценивающие звездную величину красных переменных звезд , особенно углеродных звезд, должны знать, как бороться с эффектом Пуркинье в чтобы не недооценивать величину наблюдаемой звезды.
Генерация межзвездной пыли
[ редактировать ]Из-за низкой поверхностной гравитации 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 . [13] Считается, что эта пыль является важным фактором, обеспечивающим 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.
Истечение карбида кремния из углеродных звезд аккрецировалось в ранней солнечной туманности и сохранилось в матрицах относительно неизмененных хондритических метеоритов. Это позволяет провести прямой изотопный анализ околозвездного окружения углеродных звезд размером 1–3 M ☉ . Звездные истечения углеродных звезд являются источником большей части досолнечного карбида кремния, обнаруженного в метеоритах. [14]
Другие классификации
[ редактировать ]![[икона]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/1c/Wiki_letter_w_cropped.svg/20px-Wiki_letter_w_cropped.svg.png){kind=small} | Этот раздел нуждается в расширении . Вы можете помочь, добавив к нему . ( август 2016 г. ) |
 | Эта статья нуждается в дополнительных цитатах для проверки . ( декабрь 2022 г. ) |
Другие типы углеродных звезд включают:
- CCS – крутая карбоновая звезда
- CEMP – с повышенным содержанием углерода и низким содержанием металлов
- CEMP-no - Звезда с повышенным содержанием углерода и низким содержанием металлов без увеличения содержания элементов, образующихся в результате r- или s-процесса . нуклеосинтеза
- CEMP-r - звезда с повышенным содержанием углерода и низким содержанием металлов с повышенным содержанием элементов, образующихся в результате r-процесса . нуклеосинтеза
- CEMP-s - звезда с повышенным содержанием углерода и низким содержанием металлов с повышенным содержанием элементов, полученных в результате s-процесса нуклеосинтеза.
- CEMP-r / s - звезда с повышенным содержанием углерода и бедным металлами с повышенным содержанием элементов, производимых как r-процессом , так и s-процессом нуклеосинтеза.
- CGCS – холодная галактическая углеродная звезда
Используйте как стандартные свечи.
[ редактировать ]
Классические углеродные звезды очень яркие, особенно в ближнем инфракрасном диапазоне , поэтому их можно обнаружить в близлежащих галактиках. Из-за особенностей сильного поглощения в спектрах углеродные звезды в ближнем инфракрасном диапазоне более красные, чем звезды, богатые кислородом, и их можно идентифицировать по фотометрическим цветам . [16] Хотя отдельные углеродные звезды не все имеют одинаковую светимость, большая выборка углеродных звезд будет иметь функцию плотности вероятности светимости (PDF) с почти одинаковым медианным значением в похожих галактиках. Таким образом, медианное значение этой функции можно использовать как стандартную свечу для определения расстояния до галактики. Форма PDF может варьироваться в зависимости от средней металличности звезд AGB внутри галактики, поэтому важно откалибровать этот индикатор расстояния, используя несколько близлежащих галактик, для которых расстояния известны другими способами. [15] [17]
См. также
[ редактировать ]- Звезда S-типа , похожа, но не такая крайняя
- Звезда технеция , еще один тип химически пекулярной звезды.
- Марк Ааронсон , американский астроном и исследователь углеродных звезд.
- Ла Суперба , одна из самых известных углеродных звезд.
- LL Pegasi , в котором так много сажи, что он создал спиральный след дыма, простирающийся на световые годы в космос.
Ссылки
[ редактировать ]- ^ «С Старс» . lweb.cfa.harvard.edu . Проверено 23 июля 2023 г.
- ^ Хилле, Карл (10 августа 2018 г.). «Хаббл увидел яркую углеродную звезду в красочном скоплении» . НАСА . Проверено 23 июля 2023 г.
- ^ 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 досолнечных зернах карбида кремния из метеорита Мерчисон» . Geochimica et Cosmochimica Acta . 67 (17): 3201. Бибкод : 2003GeCoA..67.3201S . дои : 10.1016/S0016-7037(03)00083-8 .
- ^ Готтесман, С. (весна 2009 г.). «Классификация звездных спектров: немного истории» . Материалы AST2039 . Проверено 21 марта 2012 г.
- ^ Клоуз, К. (25 октября 2003 г.). «Углеродные звезды» . http://peripatus.gen.nz . Архивировано из оригинала 05 февраля 2012 г. Проверено 21 марта 2012 г.
- ^ Кинан, ПК; Морган, WW (1941). «Классификация красных углеродных звезд». Астрофизический журнал . 94 : 501. Бибкод : 1941ApJ....94..501K . дои : 10.1086/144356 .
- ^ Кинан, ПК (1993). «Пересмотренная спектральная классификация красных углеродных звезд МК» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 105 : 905. Бибкод : 1993PASP..105..905K . дои : 10.1086/133252 .
- ^ «Спектральный атлас углеродных звезд» . Проверено 21 марта 2012 г.
- ^ Танака, М.; и др. (2007). «Спектры 29 углеродных звезд в ближнем инфракрасном диапазоне: простые оценки эффективной температуры» . Публикации Астрономического общества Японии . 59 (5): 939–953. Бибкод : 2007PASJ...59..939T . дои : 10.1093/пасж/59.5.939 .
- ^ МакКлюр, доктор медицинских наук; Вудсворт, AW (1990). «Двойная природа бариевых и CH-звезд. III – Параметры орбит» . Астрофизический журнал . 352 : 709. Бибкод : 1990ApJ...352..709M . дои : 10.1086/168573 .
- ^ Jump up to: а б МакКлюр, Р.Д. (1985). «Углерод и родственные ему звезды». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 79 : 277. Бибкод : 1985JRASC..79..277M .
- ^ Клейтон, GC (1996). «Звезды R Северной Короны» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 108 : 225. Бибкод : 1996PASP..108..225C . дои : 10.1086/133715 .
- ^ Валлерстайн, Джордж; Кнапп, Джиллиан Р. (сентябрь 1998 г.). «УГЛЕРОДНЫЕ ЗВЕЗДЫ». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 36 (1): 369–433. Бибкод : 1998ARA&A..36..369W . дои : 10.1146/annurev.astro.36.1.369 .
- ^ Зиннер, Э. (1 января 2014 г.). «1.4 - Пресолнечные зерна». Трактат по геохимии (второе издание) : 181–213. дои : 10.1016/B978-0-08-095975-7.00101-7 . ISBN 978-0-08-098300-4 .
- ^ Jump up to: а б Рипоче, Пол; Привет, Джереми; Парада, Хавьера; Ричер, Харви (январь 2020 г.). «Углеродные звезды как стандартные свечи: I. Функция светимости углеродных звезд в Магеллановых облаках» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 495 (3): 2858–2866. arXiv : 2005.05539 . Бибкод : 2020MNRAS.495.2858R . дои : 10.1093/mnras/staa1346 . Проверено 14 декабря 2022 г.
- ^ Молд, Дж.; Ааронсон, М. (сентябрь 1980 г.). «Протяженные гигантские ветви шаровых скоплений среднего возраста в Магеллановых Облаках» . Астрофизический журнал . 240 : 464–477. Бибкод : 1980ApJ...240..464M . дои : 10.1086/158252 . Проверено 14 декабря 2022 г.
- ^ Парада, Хавьера; Привет, Джереми; Ричер, Харви; Рипоче, Пол; Руссо-Нептон, Лори (февраль 2021 г.). «Углеродные звезды как стандартные свечи – II. Медианная величина J как индикатор расстояния» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 501 (1): 933–947. arXiv : 2011.11681 . Бибкод : 2021MNRAS.501..933P . дои : 10.1093/mnras/staa3750 . Проверено 14 декабря 2022 г.
Внешние ссылки
[ редактировать ]- 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).
| Базы данных органов управления : Национальные |
|---|
