Войти
A углеродная звезда (звезда C-типа ) обычно является звездой асимптотической гигантской ветви, светящимся красным гигантом, атмосфера которого содержит больше углерода, чем кислорода. Два элемента объединяются в верхних слоях звезды, образуя оксид углерода, который потребляет весь кислород в атмосфере, оставляя атомы углерода свободными для образования других углеродных соединений, в результате чего звезда «покрывается сажей. "атмосфера и поразительно рубиново-красный внешний 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. Обычные звезды, не обладающие характеристиками углеродных звезд, но достаточно холодные, чтобы образовывать окись углерода, поэтому называются богатыми кислородом звездами.
Углеродные звезды имеют весьма отличительные спектральные характеристики, и их впервые распознал по спектрам Анджело Секки в 1860-х годах, когда впервые в астрономической спектроскопии..
Эшелле-спектры углеродной звезды UU Возничего. По определению углеродные звезды имеют доминирующие спектральные полосы Лебедя молекулы C2. Многие другие углеродные соединения могут присутствовать в высоких количествах, такие как CH, CN (циан ), C3 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 являются " выкапывались "на поверхность.
Когда астрономы разработали спектральную классификацию углеродных звезд, у них возникли 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 субмиллиметровых длинах волн. В углеродной звезде CW Leonis было обнаружено более 50 различных околозвездных молекул. Эта звезда часто используется для поиска новых околозвездных молекул.
Углеродные звезды были открыты еще в 1860-х годах, когда пионер спектральной классификации Анджело Секки установил класс Секки IV для углеродных звезд, которые в конце 1890-х годов были реклассифицированы как звезды класса N.
Используя эту новую гарвардскую классификацию, класс N был позже усилен классом R для менее ярко-красных звезд, разделяющих характерные полосы углерода 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.
| MK-тип | R0 | R3 | R5 | R8 | Na | Nb |
| гигантский экв. | G7-G8 | K1-K2 | ~ K2-K3 | K5-M0 | ~ M2-M3 | M3-M4 |
| Teff | 4300 | 3900 | ~ 3700 | 3450 | --- | --- |
Более поздние классы N менее хорошо соответствуют аналогичным типам M, потому что гарвардская классификация основывалась лишь частично 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 C 2 <103.>Лебединые полосы в спектре. (C5 4 очень часто альтернативно пишется C5,4). Эта классификация системы C Моргана – Кинана заменила старые классификации R-N 1960–1993 годов.
| MK-типа | C0 | C1 | C2 | C3 | C4 | C5 | C6 | C7 |
| гигантский эквивалент. | G4-G6 | G7-G8 | G9-K0 | K1-K2 | K3-K4 | K5-M0 | M1-M2 | M3-M4 |
| Teff | 4500 | 4300 | 4100 | 3900 | 3650 | 3450 | --- | --- |
Два -мерная классификация C по Моргану – Кинану не оправдала ожиданий создателей:
Новая пересмотренная классификация Моргана – Кинана была опубликована в 1993 г. Филипом Кинаном, в которой определены классы: CN, CR и CH. Позже были добавлены классы C-J и C-Hd. Это составляет установленную систему классификации, используемую сегодня.
| класс | спектр | популяция | MV | теория | температура. диапазон (K) | пример ( s) | # известные |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| классические углеродные звезды | |||||||
| CR: | возрожденные старые Гарвардские звезды класса R: все еще видны в синем конце спектра, сильные изотопные полосы, нет улучшенный Ba строка | средний диск поп I | 0 | красные гиганты? | 5100-2800 | S Cam | ~ 25 |
| CN: | возродился старый Гарвардский класс N: сильное диффузное синее поглощение, иногда невидимое синим цветом, элементы s-процесса, усиленные по сравнению с солнечным содержанием, слабые изотопные полосы | тонкий диск, выступ I | -2,2 | AGB | 3100-2600 | R Lep | ~ 90 |
| неклассические углеродные звезды | |||||||
| CJ: | очень сильные изотопные полосы C 2 и CN | неизвестно | неизвестно | неизвестно | 3900-2800 | Y CVn | ~ 20 |
| CH: | очень сильное поглощение CH | гало-поп II | -1,8 | яркие гиганты, массоперенос (все CH: s бинарные) | 5000-4100 | V Ari, TT CVn | ~ 20 |
| C-Hd: | водородные линии и полосы CH слабые или отсутствуют | тонкий дисковый выступ I | -3,5 | неизвестно | ? | HD 137613 | ~ 7 |
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 те, которые принадлежат к современным спектральным классам CR и CN, изобилие углерода считается продуктом слияния гелия, в частности процесса тройного альфа внутри звезды, которого гиганты достигают ближе к концу своей жизни в асимптотическая ветвь гигантов (AGB). Эти продукты термоядерного синтеза были доставлены на поверхность звезды в результате эпизодов конвекции (так называемого третьего выемки грунта ) после того, как были сделаны углерод и другие продукты. Обычно этот вид углеродной звезды AGB плавит водород в горящей водородной оболочке, но в эпизодах, разделенных 10-10 годами, звезда превращается в горящую гелий в оболочке, в то время как синтез водорода временно прекращается. На этом этапе светимость звезды возрастает, 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 множества вспышек оболочечного гелия звезда AGB превращается в горячий белый карлик, а ее атмосфера становится материалом для планетарной туманности..
Неклассические типы углеродных звезд, принадлежащие к типам CJ и CH, считаются двойными звездами, где одна звезда наблюдается как гигантская звезда ( или иногда красный карлик ), а другой белый карлик. В настоящее время наблюдаемая звезда представляет собой гигантскую звезду с аккрецированным богатым углеродом материалом, когда она все еще была звездой главной последовательности своего компаньона (то есть звезды, которая сейчас является белым карликом), когда последний еще был классическая углеродная звезда. 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 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 недостаточно светятся или 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 являются переменными. 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 CNO-цикл дисбаланс и гелиевая вспышка в ядре, также были предложены в качестве механизмов обогащения углеродом в атмосферах меньших углеродных звезд.
Изображение углеродной звезды VX Andromedae в оптическом свете. Большинство классических углеродных звезд являются переменными звездами типа длиннопериодных переменных.
Из-за нечувствительности ночного видения к красному цвету и медленной адаптации чувствительных к красному цвету глазных стержней к свету звезд астрономы сделали оценки величины красных переменных звезд, особенно углеродных звезд, должны знать, как бороться с эффектом Пуркинье, чтобы не преуменьшить величину наблюдаемой звезды.
Из-за ее малой поверхности гравитация до половины (или более) общей массы углеродной звезды может быть потеряно мощных звездных ветров. Остатки звезды, богатая углеродом «пыль», подобная графиту, 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 типы углеродных звезд включают:
Образцы:
