Знаймо

Додати знання

приховати рекламу

Цей текст може містити помилки.

Вуглецева зірка



План:


Введення

Вуглецева зірка - це більш пізній вид звичайних зірок червоних гігантів (або зрідка червоних карликів), в атмосфері яких міститься більше вуглецю, ніж кисню; два компоненти змішуються у верхніх шарах зірки, утворюючи монооксид вуглецю, який пов'язує весь кисень в атмосфері, залишаючи атоми вуглецю вільними для утворення інших вуглецевих сполук, що дають зірці "чорнувато" атмосферу і яскраво-червоний вигляд при спостереженні ззовні.

Спектральні особливості цих зірок досить характерні, і вони вперше були класифіковані по спектру Анжело Секкі в 1860-х роках - першопрохідцем в астрономічній спектроскопії. В "нормальної" зірку (на зразок Сонця) атмосфера більш насичена киснем, ніж вуглецем.


1. Астрофізичні механізми

Вуглецеві зірки пояснюються більше, ніж одним астрофізичним механізмом. McClure [1] розмежовував між класичними вуглецевими зірками і не класичними серед тих, які менш масивні.

У класичних вуглецевих зірок велика кількість вуглецю вважається продуктом горіння гелію в ході потрійного альфа-процесу всередині зірки, яка стане гігантом ближче до кінця свого існування в так званій асимптотичної гілки гігантів (AGB). Ці продукти синтезу переміщуються до поверхні зірки епізодичній конвекцією після утворення вуглецю та інших продуктів. Зазвичай цей вид вуглецевої зірки АПЗ існує за рахунок синтезу водню, що згорає в водневої оболонці, але ці періоди розділені проміжками в 10 4 -10 5 років, зірка перетворює гелій, згоряє в оболонці, в той час як синтез водню тимчасово припиняється. На цьому етапі зростає світність зірки і речовина з середини зірки (зокрема, вуглець) переміщується вгору. Оскільки яскравість збільшується, зірка розширюється так, що припиняється синтез гелію і горіння водню в зовнішніх шарах поновлюється. Під час цих спалахів гелію в оболонці зірки відбувається значна втрата маси зірки і після безлічі спалахів гелію в зовнішніх шарах зірка АПЗ перетвориться в білий карлик і її атмосфера стає матеріалом для планетарної туманності.

Некласичні види вуглецевих зірок вважаються подвійними зірками, де одна із спостережуваних зірок - гігант (або зрідка червоний карлик), а інша - білий карлик. Видимий в даний час зірка стане зіркою-гігантом, обростаючи багатим вуглецем речовиною, коли вона ще була зіркою головної послідовності, речовина вона отримує від свого компаньйона (тобто, зірки, яка в даний час є білим карликом), коли остання ще була класичною вуглецевої зіркою. Цей етап еволюції зірок відносно короткий, і більшість таких зірок зрештою стають білими карликами. Ми бачимо такі системи порівняно тривалий час після переміщення маси, тому додатковий вуглець спостерігається в існуючому червоному гіганті без вироблення його всередині зірки. [2] Цей сценарій також підходить для походження барієвих зірок, які також характеризуються наявністю сильних спектральних особливостей в молекулах вуглецю і барію ( елемент s-процесу). Іноді зірки, у яких надлишок вуглецю виходить через це переміщення маси, називають "зовнішніми" вуглецевими зірками, щоб відрізняти їх від "внутрішніх" зірок асимптотичної послідовності, у яких вуглець виробляється у внутрішніх шарах. Багато хто з таких зовнішніх вуглецевих зірок не світяться або достатньо охолоджені, щоб виробляти власний вуглець, присутність якого було загадкою, поки не була відкрита подвійна природа таких зірок.

Інші менш переконливі механізми, такі, як CNO-цикл не збалансовані, і явище гелієвої спалаху ядра також було запропоновано в якості механізму, що пояснює збагачення вуглецем в атмосферах невеликих зірок.


2. Спектр вуглецевої зірки

За визначенням, вуглецеві зірки мають переважну смугу спектру через молекули C 2. Високі рівні можуть бути і в інших вуглецевих сполук, подібно CH, CN ( ціан), C 3 та SiC 2. Вуглець утворюється в ядрі і поширюється у верхні шари, різко змінюючи склад шарів. Інші елементи утворюються в результаті розпаду гелію, і s-процес теж збільшує їх утворення таким же шляхом, через що з'являються літій і барій.

Коли астрономи розробили спектральну класифікацію вуглецевих зірок, у них з'явилися значні труднощі при спробі співвіднести спектри з ефективними температурами зірок. Проблема була з усім атмосферним вуглецем, що приховує лінії поглинання, які зазвичай використовуються для визначення температури зірок.


2.1. Секкі

Вуглецеві зірки були відкриті вже в 1860-х роках, коли П'єтро Анджело Секкі, ініціатор спектральної класифікації, встановив 4 класу Секкі для вуглецевих зірок, які пізніше 1890-х рр.. були перекласіфіціровани як N клас зірок. [3]

2.2. Гарвард

Використовуючи нову класифікацію Гарварда, N клас пізніше було розширено R-класом для менш глибоких червоних зірок, розподіляють характерний вуглецевий діапазон спектра. Останнє співвідношення з цієї схеми від R до N з загальноприйнятим спектром показує, що RN послідовність йде приблизно паралельно з C: G7 до M10 зі співвідношенням до температури зірки. [4]

Тип MK R0 R3 R5 R8 Na Nb
еквів. гігант. G7-G8 K1-K2 ~ K2-K3 K5-M0 ~ M2-M3 M3-M4
T еф 4300 3900 ~ 3700 3450 - -

2.3. C-система Моргана-Кінана

Останні класи N менш добре співвідносяться з їх аналогами M типів, так як Гарвардська класифікація лише частково грунтується на температурі, але ще й на надлишку вуглецю; тому скоро стало ясно, що цей вид класифікації вуглецевих зірок є неповним. Замість цього було введено новий подвійний номер зірки класу "С", з тим, щоб враховувати температуру і надлишок вуглецю. Так було виміряно спектр зірки La Superba, і визначений клас C5 4, де 5 вказує на температуру в залежності від властивостей, а 4 - чисельний склад смуги C 2 в спектрі. (C5 4 дуже часто записується як C5, 4). [5]

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

3. Переглянута система Моргана-Кінана

Ця двовимірна класифікація замінила стару RN класифікацію протягом 1960-1993 рр.., Але C-система Морган-Кінана не задовольнила очікуванням творців:

  1. Вона не відповідає вимірам температури, заснованим на інфрачервоному випромінюванні.
  2. Спочатку вона була двовимірної, але незабаром була розширена суфіксами CH, CN, j та іншими уточненнями, що зробило систему непрактичною при аналізі мас скупчень вуглецевих зірок віддалених галактик.
  3. З часом виявилося, що зірки старих класів R і N насправді - два різних види вуглецевих зірок, і це має істотне астрофізичної значення.

Нова редакція класифікації Моргана-Кінана була опублікована в 1993 р. Філіпом Кінаном, що визначив класи: CN, CR і CH. Пізніше були додані класи CJ і C-Hd. [6] Це є усталеною системою класифікації, використовуваної сьогодні: [7]

клас спектр концентрація M V [8] теорія приклад (и) число
відомих
класичні вуглецеві зірки
CR: повернення старого гарвардського класу R: все ще видимі в кінці синьої смуги спектра, сильні ізотопічні смуги, не розширюється барієва лінія середній диск конц. I 0 червоні гіганти? S Жирафа ~ 25
CN: повернення старого гарвардського класу N: важке дифузне поглинання синього, іноді невидимість в синьому, елементи s-процесу підсилюють сонячне надлишок, слабкі ізотопічні смуги тонкий диск конц. I -2.2 Асимптоматична послідовність гігантів R Зайця ~ 90
не класичні вуглецеві зірки
CJ: дуже сильна изотопическая смуга C 2 і CN невідомо невідомо невідомо La Superba (Y Canum Venaticorum) ~ 20
CH: дуже сильне поглинання CH гало, конц. II -1.8 яскраві гіганти, перенесення маси (всі CH - подвійні [9]) V Arietis, TT Canum Venaticorum ~ 20
C-Hd: лінії водню і смуги CH слабкі або відсутні тонкий диск, конц. I -3.5 невідомо HD 137613 ~ 7

4. Інші якості

Більшість класичних вуглецевих зірок - це змінні зірки : неправильні і напівправильні змінні зірки.

4.1. Спостереження вуглецевих зірок

Через несприйнятливості нічного зору до червоного кольору і повільної адаптації чутливих червоних паличок очей до світла зірок астрономи-любителі обчислюють видиму зоряну величину оцінюючи червоність змінних зір, особливо вуглецевих зірок, повинні враховувати ефект Пуркіньє, щоб не завищити блиск спостерігається зірки.


4.2. Міжзоряний поширення вуглецю

Через власну низької гравітації на поверхні, половина (або більше) від загальної маси вуглецю зірки може бути втрачено у вигляді потужних зоряних вітрів. Тому залишки зірок - багата вуглецем "пил", схожа на графіт, стає частиною міжзоряного пилу. Цю пил вважають важливим фактором при отриманні початкового речовини для формування наступних поколінь зірок, планет і їх планетарних систем. Речовина, що оточує вуглецеву зірку, може затінювати її, так як пил поглинає весь видимий світ.


Примітки

  1. Вуглецеві і пов'язані з ним зірки - (Англ.)
  2. R. McClure, Journal of the Royals Astronomical Society of Canada, vol 79, pp. 277-293, Dec. 1985
  3. Класифікація зоряного спектру: деяка історія - www.astro.ufl.edu/ ~ gott/AST1002/Additional_Notes/Add_notes.week5 (Англ.)
  4. Carbon Stars (Peripatus.gen) - www.peripatus.gen.nz / Astronomy / CarSta.html (Англ.)
  5. Класифікація червоних вуглецевих зірок. Keenan, Philip C.; Morgan, WW - adsabs.harvard.edu / cgi-bin / bib_query? 1941ApJ .... 94 .. 501K (Англ.)
  6. Переглянута спектральна MK класифікація червоних вуглецевих зірок - Keenan, Philip C. - adsabs.harvard.edu / cgi-bin / bib_query? 1993PASP .. 105 .. 905K (Англ.)
  7. Спектральний атлас вуглецевих зірок (Barnbaum + 1996) - adc.astro.umd.edu / adc-cgi / cat.pl? / journal_tables/ApJS/105/419 / (Англ.)
  8. Абсолютна видима зоряна величина
  9. Подвійна природа барієвих і вуглецево-водневих зірок. III - орбітальні параметри, McClure, RD; Woodsworth, AW, 1990 - adsabs.harvard.edu/abs/1990ApJ...352..709M (Англ.)

Цей текст може містити помилки.

Схожі роботи | скачати

Схожі роботи:
Вуглецева детонація
Вуглецева планета
Вуглецева нанопена
Зірка
S2 (зірка)
Am-зірка
Зірка
Q-зірка
Зірка смерті
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru