Karbon yıldızı - Carbon star

Bir C-Yıldız ( C-tipi yıldız ), tipik olarak bir bir asimptotik dev dal yıldız, bir ışık kırmızı dev olan, atmosfer fazlasını içerir karbon fazla oksijen . İki element yıldızın üst katmanlarında birleşerek atmosferdeki tüm oksijeni tüketen karbon monoksit oluşturur ve karbon atomlarını diğer karbon bileşiklerini oluşturmak için serbest bırakarak yıldıza " isli " bir atmosfer ve çarpıcı bir yakut kırmızısı görünüm verir. Ayrıca bazı cüce ve süperdev karbon yıldızları da vardır, daha yaygın dev yıldızlara bazen onları ayırt etmek için klasik karbon yıldızları denir.

Çoğu yıldızda ( Güneş gibi ), atmosfer oksijen bakımından karbondan daha zengindir. Karbon yıldızlarının özelliklerini sergilemeyen, ancak karbon monoksit oluşturacak kadar soğuk olan sıradan yıldızlara bu nedenle oksijen bakımından zengin yıldızlar denir.

Karbon yıldızları oldukça farklı spektral özelliklere sahiptir ve ilk olarak 1860'larda Angelo Secchi tarafından , astronomik spektroskopide öncü bir zaman olan spektrumları tarafından tanınmıştır .

Tayf

Karbon yıldızı UU Aurigae'nin Echelle spektrumları .

Tanım olarak, karbon yıldızlı baskın spektral sahip Swan bantları molekülden Cı 2 . Diğer birçok karbon bileşikleri, CH, CN (yüksek seviyelerde mevcut olabilmektedir siyanojen ), C 3 ve SiC 2 . Çekirdekte karbon oluşur ve üst katmanlarına sirküle edilerek katmanların bileşimini önemli ölçüde değiştirir. Karbona ek olarak , kabuk flaşlarında baryum , teknesyum ve zirkonyum gibi S-işlemi elementleri oluşur ve yüzeye "taranır".

Gökbilimciler karbon yıldızlarının spektral sınıflandırmasını geliştirdiklerinde, spektrumları yıldızların etkili sıcaklıklarıyla ilişkilendirmeye çalışırken önemli zorluklar yaşadılar. Sorun, normalde yıldızlar için sıcaklık göstergeleri olarak kullanılan soğurma çizgilerini gizleyen tüm atmosferik karbonla ilgiliydi.

Karbon yıldızları ayrıca milimetre dalga boylarında ve milimetre altı dalga boylarında zengin bir moleküler çizgi spektrumu gösterir . Karbon yıldızı CW Leonis'te 50'den fazla farklı yıldız çevresi molekül tespit edildi. Bu yıldız genellikle yeni yıldız ötesi molekülleri aramak için kullanılır.

Secchi

Spektral sınıflandırma öncü zaman karbon yıldızlı 1860'larda önce keşfedilmiştir Angelo Seki dikilmiş Seki sınıf IV geç 1890 K sınıfı yıldız olarak yeniden sınıflandırılmıştır karbon yıldızlı için.

Harvard

Bu yeni Harvard sınıflandırması kullanılarak, N sınıfı daha sonra, spektrumun karakteristik karbon bantlarını paylaşan daha az derin kırmızı yıldızlar için bir R sınıfı ile geliştirildi. Bu R ila N şemasının geleneksel spektrumlarla daha sonraki korelasyonu, RN sekansının yıldız sıcaklığı açısından c: a G7 ila M10 ile yaklaşık olarak paralel ilerlediğini gösterdi.

MK türü R0 R3 R5 R8 Na Nb
dev eşdeğeri. G7-G8 K1-K2 ~ K2-K3 K5-M0 ~ M2-M3 M3-M4
T eff 4300 3900 ~ 3700 3450 --- ---

Morgan – Keenan C sistemi

Daha sonraki N sınıfları, muadili M tiplerine daha az karşılık gelir, çünkü Harvard sınıflandırması yalnızca kısmen sıcaklığa, aynı zamanda karbon bolluğuna dayanıyordu; böylece kısa sürede bu tür bir karbon yıldızı sınıflandırmasının eksik olduğu anlaşıldı. Bunun yerine, sıcaklık ve karbon bolluğu ile başa çıkmak için yeni bir çift numaralı yıldız sınıfı C inşa edildi. İçin ölçülen Böyle bir spektrum Y Canum Venaticorum C5 olduğu belirlenmiştir 4 5 ° C gücüne sıcaklığa bağlı özellikleri belirtir ve 4, 2 spektrumu Swan bantlar. (C5 4 genellikle alternatif olarak C5,4 olarak yazılır). Bu Morgan-Keenan C sistem sınıflandırması, 1960-1993 arasındaki eski RN sınıflandırmalarının yerini almıştır.

MK türü C0 C1 C2 C3 C4 C5 C6 C7
dev eşdeğeri. G4-G6 G7-G8 G9-K0 K1-K2 K3-K4 K5-M0 M1-M2 M3-M4
T eff 4500 4300 4100 3900 3650 3450 --- ---

Revize Morgan-Keenan sistemi

İki boyutlu Morgan-Keenan C sınıflandırması, içerik oluşturucuların beklentilerini karşılayamadı:

  1. kızılötesine dayalı sıcaklık ölçümleriyle ilişkilendirilemedi,
  2. başlangıçta iki boyutlu olduğundan kısa bir süre sonra eklerle, CH, CN, j ve diğer özelliklerle zenginleştirildi, bu da onu yabancı galaksilerin karbon yıldız popülasyonlarının toplu analizleri için kullanışsız hale getirdi.
  3. ve yavaş yavaş eski R ve N yıldızlarının gerçekte astrofiziksel öneme sahip iki farklı tipte karbon yıldızı olduğu ortaya çıktı.

Yeni bir gözden geçirilmiş Morgan-Keenan sınıflandırması 1993 yılında Philip Keenan tarafından yayınlandı ve sınıfları tanımladı: CN, CR ve CH. Daha sonra CJ ve C-Hd sınıfları eklendi. Bu, bugün kullanılan yerleşik sınıflandırma sistemini oluşturur.

sınıf spektrum nüfus M V teori sıcaklık
aralığı (K) 		örnek (ler) # bilinen
klasik karbon yıldızları
CR: eski Harvard sınıfı R yeniden doğmuş: spektrumun mavi ucunda hala görülebilir, güçlü izotopik bantlar, gelişmiş Ba çizgisi yok orta disk pop I 0 kırmızı devler? 5100-2800 Aldatmaca ~ 25
CN: eski Harvard sınıfı N yeniden doğmuş: yoğun dağınık mavi soğurma, bazen mavi renkte görünmez, güneş bolluğu üzerinde geliştirilmiş s-süreci elemanları, zayıf izotopik bantlar ince disk pop I -2.2 AGB 3100-2600 R Lep ~ 90
klasik olmayan karbon yıldızları
CJ: C 2 ve CN'nin çok güçlü izotopik bantları Bilinmeyen Bilinmeyen Bilinmeyen 3900-2800 Y CVn ~ 20
CH: çok güçlü CH emilimi halo pop II -1.8 parlak devler, kütle aktarımı (tüm CH: ler ikilidir) 5000-4100 V Ari , TT CVn ~ 20
C-Hd: hidrojen çizgileri ve CH bantları zayıf veya yok ince disk pop I -3.5 Bilinmeyen ? HD 137613 ~ 7

Astrofiziksel mekanizmalar

Karbon yıldızları birden fazla astrofiziksel mekanizma ile açıklanabilir. Klasik karbon yıldızları daha kütleli olan klasik karbon yıldızları ile kütle bakımından klasik olmayanlardan ayırt edilir .

Modern spektral tip CR ve CN'ye ait olan klasik karbon yıldızlarında , karbon bolluğunun helyum füzyonunun , özellikle devlerin yaşamlarının sonuna yaklaştığı bir yıldız içindeki üçlü alfa sürecinin bir ürünü olduğu düşünülmektedir. içinde asimptotik dev dalı (AGB). Bu füzyon ürünleri , karbon ve diğer ürünler yapıldıktan sonra konveksiyon epizotları (sözde üçüncü tarama ) ile yıldız yüzeyine getirildi. Normal olarak AGB karbon yıldız bu tür bir hidrojen yanma kabuk hidrojen kaynaştıran, fakat bölüm 10 ile ayrılan 4 -10 5 yıl, hidrojen füzyon geçici olarak durursa ise, bir kabuk içinde helyum yanma yıldız dönüşümler. Bu aşamada yıldızın parlaklığı yükselir ve yıldızın içindeki malzeme (özellikle karbon) yukarı hareket eder. Parlaklık yükseldiğinden yıldız genişleyerek helyum füzyonu sona erer ve hidrojen kabuğunun yanması yeniden başlar. Bu kabuk helyum parlamaları sırasında , yıldızdan kaynaklanan kütle kaybı önemlidir ve birçok kabuk helyum parlamasından sonra, bir AGB yıldızı sıcak beyaz bir cüceye dönüşür ve atmosferi bir gezegenimsi bulutsunun malzemesi haline gelir .

Klasik olmayan tipler CJ ve ait karbon yıldızlı türlü CH , olduğuna inanılan ikili yıldız bir yıldız dev bir yıldız (veya bazen bir olduğu görülmektedir, cüce kırmızı ) ve diğer bir beyaz cüce . Yıldız, halihazırda, eski bir karbon yıldızı iken , yoldaşından (yani şimdi beyaz cüce olan yıldız) hala bir ana dizi yıldızı iken, dev bir yıldızın karbon bakımından zengin bir madde biriktirdiği gözlemlendi . Yıldız evriminin bu aşaması nispeten kısadır ve bu tür yıldızların çoğu sonuçta beyaz cüceler olur. Bu sistemler şu anda kütle transferi olayından nispeten uzun bir süre sonra gözlemleniyor , bu nedenle mevcut kırmızı devde gözlemlenen ekstra karbon o yıldızın içinde üretilmedi. Bu senaryo aynı zamanda karbon moleküllerinin ve baryumun (bir s-proses elemanı ) güçlü spektral özelliklerine sahip olmasıyla da karakterize edilen baryum yıldızlarının kökeni olarak kabul edilir . Bazen aşırı karbonu bu kütle transferinden gelen yıldızlara, onları dahili olarak karbon üreten "içsel" AGB yıldızlarından ayırmak için "dışsal" karbon yıldızları denir. Bu dışsal karbon yıldızlarının çoğu, kendi karbonlarını yapacak kadar parlak veya soğuk değiller; bu, ikili doğaları keşfedilene kadar bir muammaydı.

Spektral C-Hd sınıfına ait olan esrarengiz hidrojen eksikliği olan karbon yıldızları (HdC), R Coronae Borealis değişkenleri (RCB) ile bir miktar ilişkiye sahip gibi görünmektedir , ancak kendileri değişken değildir ve RCB: ler için tipik olan belirli bir kızılötesi radyasyondan yoksundur . Yalnızca beş HdC biliniyor ve hiçbirinin ikili olmadığı biliniyor, bu nedenle klasik olmayan karbon yıldızlarıyla ilişkisi bilinmemektedir.

CNO döngüsü dengesizliği ve çekirdek helyum flaşı gibi daha az ikna edici teoriler de daha küçük karbon yıldızlarının atmosferlerinde karbon zenginleştirme mekanizmaları olarak önerildi.

Diğer özellikler

Karbon yıldızı VX Andromedae'nin optik ışık görüntüsü.

Klasik karbon yıldızlarının çoğu , uzun dönemli değişken türlerin değişken yıldızlarıdır .

Karbon yıldızlarını gözlemlemek

Gece görüşünün kırmızıya duyarsızlığı ve kırmızıya duyarlı göz çubuklarının yıldızların ışığına yavaş adapte olması nedeniyle , kırmızı değişken yıldızların , özellikle karbon yıldızlarının büyüklük tahminlerini yapan gökbilimciler , Purkinje etkisiyle nasıl başa çıkacaklarını bilmek zorundadır . gözlemlenen yıldızın büyüklüğünü küçümsememek için.

Yıldızlararası toz oluşumu

Düşük yüzey yerçekimi nedeniyle , bir karbon yıldızının toplam kütlesinin yarısı kadar (veya daha fazlası) güçlü yıldız rüzgarları tarafından kaybedilebilir . Yıldızın kalıntıları, grafite benzer karbon bakımından zengin "toz" , bu nedenle yıldızlararası tozun bir parçası haline gelir . Bu tozun, sonraki nesil yıldızların ve gezegen sistemlerinin yaratılması için hammadde sağlamada önemli bir faktör olduğuna inanılıyor . Bir karbon yıldızını çevreleyen malzeme, tozun tüm görünür ışığı emeceği ölçüde onu örtebilir.

Diğer sınıflandırmalar

Diğer karbon yıldız türleri şunları içerir:

Ayrıca bakınız

  • Baryum yıldızı  - Spektral sınıf G'den K'ye devler, spektrumları tek başına iyonize baryumun varlığıyla s-proses elemanlarının aşırı bolluğunu gösterir.
  • S tipi yıldız  - Atmosferinde yaklaşık olarak eşit miktarda karbon ve oksijen bulunan soğuk bir dev
  • Teknesyum yıldızı  - Yıldız spektrumu teknetyum soğurma çizgilerini içeren yıldız
  • Marc Aaronson  - Amerikalı gökbilimci, Amerikalı gökbilimci ve karbon yıldızlarının tanınmış araştırmacısı

Örnekler:

  • R Leporis , Hind's Crimson Star: Bir karbon yıldızı örneği
  • IRC +10216 , CW Leonis: en çok incelenen karbon yıldızı ve ayrıca N-bandında gökyüzündeki en parlak yıldız
  • La Superba , Y Canum Venaticorum: daha parlak karbon yıldızlarından biri

Referanslar

Dış bağlantılar