Széncsillag

Az oldal jelenlegi verzióját még nem ellenőrizték tapasztalt közreműködők, és jelentősen eltérhet a 2021. április 16-án felülvizsgált verziótól ; az ellenőrzéshez 1 szerkesztés szükséges .

A széncsillag  egy későbbi típusú közönséges vörös óriás (vagy esetenként vörös törpe ) csillag , amely több szenet tartalmaz, mint oxigént a légkörében ; a két komponens a csillag felső rétegeiben keveredik, szén-monoxidot képezve , amely megköti a légkör összes oxigénjét, szabadon hagyva a szénatomokat, hogy más szénvegyületeket képezzenek, így a csillag "feketés" légkört és élénkvörös megjelenést kölcsönöz. kívülről nézve.

E csillagok spektrális jellemzői meglehetősen jellegzetesek, és először Angelo Secchi , a csillagászati ​​spektroszkópia úttörője osztályozta őket spektrum szerint az 1860-as években . Egy "normál" csillagban (mint a Nap ) a légkör telítettebb oxigénnel, mint szénnel.

Felfedezési előzmények

1868-ban Angelo Secchi bosszús volt amiatt, hogy nem utazhatott Indiába, hogy megfigyelje az 1868. augusztus 18-i teljes napfogyatkozást., otthon maradt Rómában és tájékoztatta aFrancia Tudományos Akadémiátújspektrális osztályának- IV. osztály. A felfedezést a Sant'Ignaziotemplom tetején találhatórómai kollégium obszervatóriumánakvörös csillagainak vizuális megfigyelése alapján tették. Úttörő munkája során Secchi beszámol egy furcsa csillagrólLalande, amelyet ebbe az osztályba rendelt, valószínűleg aW Orionis [Comm. 1]. A következő művében 17 ilyen sztárt sorol fel. Egy évvel később, 1869-ben pedig azt írja, hogy az erre az osztályra jellemző spektrumvonalak egy szénvegyületabszorpciós vonalai[1].

Asztrofizikai mechanizmusok

A csillagok széntartalmát nem egy asztrofizikai mechanizmus magyarázza. McClure [2] különbséget tett a klasszikus széncsillagok és a nem klasszikus (amelyek kisebb tömegű) között.

A modern CR és CN spektrumtípusú klasszikus széncsillagokban az aszimptotikus óriás óriásában a létezésének vége felé a szénfelesleg jelenik meg , amelyről úgy gondolják, hogy a hélium égésének terméke a csillagon belüli tripla alfa folyamat során . fióktelep (AGB). A szén és egyéb fúziós termékek a kikanalazás következtében a csillag felszínére költöznek, aminek következtében légköre szénnel gazdagodik [3] . Általában az AVG ilyen típusú széncsillag a hidrogénnek a hidrogénhéjban történő égése miatt létezik, de időszakosan 10 4 -10 5 évre beindul a hélium égési folyamata a héliumhéjban, és a hidrogén égése átmenetileg leáll. Ebben a szakaszban a csillag fényereje növekszik, és a csillag belsejéből az anyag (különösen a szén) a felszínre kerül. A fényesség növekedésével a csillag kitágul, így a hélium égése leáll, és a hidrogén égése a külső rétegekben újraindul. A hélium ezen felvillanása során a héjban jelentős tömegveszteség lép fel a csillagban, és a külső rétegekben bekövetkező sok hélium felvillanása után az AVG csillag fehér törpévé alakul, és légköre egy bolygóköd anyagává válik .

A CJ és CH spektrális osztályba tartozó, nem klasszikus típusú széncsillagokat kettőscsillagoknak tekintjük , ahol az egyik megfigyelt csillag egy óriás (vagy esetenként egy vörös törpe ), a másik pedig egy fehér törpe . A jelenleg óriásként megfigyelt csillagot benőtte a szénben gazdag anyag, amikor még fősorozatú csillag volt . Az anyagot társától (vagyis attól a csillagtól, amely jelenleg fehér törpe) kapta, amikor az utóbbi még klasszikus széncsillag volt. A csillagfejlődés ezen szakasza viszonylag rövid, és a legtöbb csillag végül fehér törpévé válik. A tömegátadás után viszonylag sokáig látunk ilyen rendszereket, így további szén figyelhető meg a meglévő vörös óriásban anélkül, hogy a csillag belsejében keletkezne. [4] Ez a forgatókönyv alkalmas a báriumcsillagok eredetének leírására is, amelyekre szintén jellemző a szén- és báriummolekulák erős spektrumvonalainak jelenléte ( az s-folyamat eleme ). Néha azokat a csillagokat, amelyek ennek a tömegátadásnak köszönhetően szénfelesleget termelnek, "külső" széncsillagoknak nevezik, hogy megkülönböztessék őket a "belső" aszimptotikus sorozatú csillagoktól, amelyekben a szén a belső rétegekben termelődik. E külső széncsillagok közül sok nem világít vagy nem elég hűvös ahhoz, hogy saját szenet termeljen, aminek jelenléte rejtély volt, amíg fel nem fedezték az ilyen csillagok kettős természetét.

Úgy tűnik, hogy a titokzatos hidrogénhiányos széncsillagoknak (HdC) közük van az R Coronae Borealis változóhoz – az RCB-hez, bár ők maguk nem változékonyak, és az RCB-csillagokra jellemző tartományban nem rendelkeznek elegendő infravörös sugárzással. Csak öt HDC-csillag ismert, és egyik sem kettős. Ezért nem ismert, hogy nem klasszikus „külső” széncsillagokról van-e szó.

Más, kevésbé meggyőző hipotéziseket is javasoltak a kis csillagok atmoszférájában a széndúsulás mechanizmusának magyarázatára, mint például a CNO-ciklus kiegyensúlyozatlansága és a magban lévő hélium-fáklya .

Egy széncsillag spektruma

Definíció szerint a széncsillagok domináns spektrumsávval rendelkeznek a C 2 molekula miatt . Más szénvegyületek szintje is magas lehet, mint például a CH, CN ( cián ) , C3 és SiC2 . Szén képződik a magban, és szétterjed a felső rétegekre, drámai módon megváltoztatva a rétegek összetételét. Más elemek a hélium bomlásával jönnek létre , és az s-folyamat ugyanígy növeli a termelésüket, ami lítiumot és báriumot eredményez .

Amikor a csillagászok kidolgozták a széncsillagok spektrális osztályozását , jelentős nehézségekbe ütköztek a spektrumok és a csillagok effektív hőmérsékletének összehasonlítása. A probléma az volt, hogy az összes légköri szén eltakarta a csillagok hőmérsékletének meghatározására általánosan használt abszorpciós vonalakat.

Secchi

A széncsillagokat már az 1860-as években fedezték fel, amikor a spektrális osztályozás úttörője, Angelo Secchi a IV. osztályba sorolta őket az 1890-es években. átsorolták N-osztályba. [5]

Harvard

Az új harvardi besorolást alkalmazva az N-osztályt később egy R-osztállyal egészítették ki a csillagok számára, amelyek nem sötétvörösek, hanem ugyanazokkal a jellegzetes szénvonalakkal a spektrumban. Később ennek az RN-szekvenciának az általánosan elfogadott spektrummal való korrelációja azt mutatta, hogy a hőmérséklet-eloszlás benne megközelítőleg párhuzamosan fut a Hertzsprung-Russell diagram spektrális osztályaival G7-től M0-ig. [6]

MK típus R0 R3 R5 R8 Na Nb
ekv. óriás. G7-G8 K1-K2 ~K2-K3 K5-M0 ~M2-M3 M3-M4
T eff 4300 3900 ~3700 3450 — —

Morgan-Keenan C-rendszer

Az utóbbi N osztályok nem egészen korrelálnak M típusú társaikkal, mivel a Harvard besorolása nemcsak a hőmérsékleten, hanem a szénfeleslegen is alapul; ezért hamar világossá vált, hogy a széncsillagok effajta osztályozása hiányos. Ehelyett egy új „C” osztályt vezettek be kettős indexszel, hogy figyelembe vegyék a hőmérsékletet és a szénfelesleget. Így a La Superba csillagot a C5 4 osztályba sorolták , ahol az 5 a hőmérsékleti jellemzőket, a 4 pedig a C 2 vonal intenzitását jelöli a spektrumban. (A C5 4 -et nagyon gyakran C5, 4-nek írják). [7]

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

Átdolgozott Morgan-Keenan rendszer

Ez a kétdimenziós besorolás 1960-1993 között felváltotta a régi RN besorolást, de a Morgan-Keenan C-rendszer nem váltotta be az alkotók elvárásait:

  1. Nem felel meg az infravörös sugárzáson alapuló hőmérsékletméréseknek.
  2. Eredetileg kétdimenziós volt, de hamarosan kibővítették CH, CN, j és egyéb finomításokkal, így a rendszer nem használható távoli galaxisok széncsillag-populációinak elemzésére.
  3. Idővel felfedezték, hogy a régi R és N csillag valójában két különböző típusú széncsillag, és ennek jelentős asztrofizikai vonatkozásai vannak.

A Morgan-Keenan osztályozás új változatát 1993-ban tette közzé Philip Keenan, aki meghatározta a CN, CR és CH osztályokat. Később hozzáadták a CJ és a C-Hd osztályokat. [8] Ma így használják: [9]

Osztály spektrum koncentráció M V [10] elmélet példa(ek) számú
ismert
klasszikus karbon sztárok
CR: a régi Harvard R osztály visszatérése: még mindig látható a spektrum kék részén, erős izotópos sávok, nincs kiszélesedve a báriumvonal középső lemez konc. én 0 vörös óriások? S Zsiráf ~25
CN: a régi Harvard N osztály visszatérése: a kék erős diffúz abszorpciója, néha láthatatlanság a kék színben, az s-folyamat elemei fokozzák a nap többletét, halvány izotópsávok vékony lemez konc. én -2.2 Tünetmentes óriási sorozat R Hare ~90
nem klasszikus széncsillagok
CJ: nagyon erős C 2 és CN izotópsáv ismeretlen ismeretlen ismeretlen La Superba (Y Canum Venaticorum) ~20
CH: nagyon erős CH felszívódása halo, konc. II -1.8 fényes óriások, tömegátvitel (minden CH bináris [11] ) V Arietis , TT Canum venaticorum ~20
C-HD: a hidrogénvonalak és a CH sávok gyengék vagy hiányoznak vékony korong, konc. én -3.5 ismeretlen HD 137613 ~7

Egyéb tulajdonságok

A legtöbb klasszikus széncsillag változócsillag : szabálytalan és félig szabályos változócsillag.

Széncsillagok megfigyelése

Az éjszakai látás vörös fénnyel szembeni érzéketlensége és a szem érzékeny vörös pálcáinak a csillagfényhez való lassú alkalmazkodása miatt az amatőrcsillagászoknak a változócsillagok (különösen a széncsillagok) vörösségéből a látszólagos nagyság kiszámításakor figyelembe kell venniük a Purkinje-effektus , hogy ne becsüljük túl a megfigyelt csillag fényességét.

A szén csillagközi terjedése

A felszín közelében lévő saját alacsony gravitációja miatt a csillag teljes széntömegének fele (vagy több) elveszhet erős csillagszelek formájában . Ezért a csillagok maradványai - a grafithoz hasonló szénben gazdag "por" a csillagközi por részévé válik . Ezt a port fontos tényezőnek tekintik a csillagok, bolygók és bolygórendszereik következő generációinak kialakulásához szükséges kiindulási anyag megszerzésében. A széncsillagot körülvevő anyag eltakarhatja azt, mivel a por elnyeli az összes látható fényt.

Lásd még

Jegyzetek

Hozzászólások
  1. ↑ mivel W Orionis szerepel Secchi második publikációjában a 17 csillagot tartalmazó listán, és koordinátákban a legközelebb van az első munkájából származó sztárhoz
Források
  1. ↑ McCarthy, MF Angelo Secchi és a széncsillagok felfedezése  //  Az MK-folyamat 50 éves korában. A.S.P. Conference Series, vol. 60. - 1994. - P. 224-232 . - .
  2. ↑ Carbon and related stars  (angolul)  (Hozzáférés: 2008. július 3.)
  3. ↑ Maurizio Salaris. Csillagok és csillagpopulációk evolúciója . – Chichester, West Sussex, Anglia; Hoboken, NJ, USA: J. Wiley, 2005. 191-193. — 402 p. - ISBN 978-0-470-09219-4 , 978-0-470-09220-0.
  4. ↑ R. McClure, Journal of the Royals Astronomical Society of Canada, 79. kötet, pp. 277-293, dec. 1985
  5. ↑ Csillagspektrum-osztályozás: Néhány történet  (  Hozzáférés: 2008. július 3.)
  6. ↑ Carbon Stars (Peripatus.gen) Az eredetiből archiválva 2012. február 5-én.  (angol)  (Hozzáférés: 2008. július 3.)
  7. ↑ A vörös széncsillagok osztályozása. Keenan, Philip C.; Morgan, W.W.  ( Hozzáférés: 2008.  július 3.)
  8. ↑ Keenan, Philip C. átdolgozott MK spektrális osztályozása a Red Carbon Starstól  ( Hozzáférés: 2008.  július 3.)
  9. ↑ Széncsillagok Spectral Atlas of Carbon Stars (Barnbaum+ 1996) Archiválva : 2009. május 19. a Wayback Machine -nél  ( Hozzáférés: 2008.  július 3.)
  10. ↑ Abszolút látszólagos nagyság
  11. ↑ A bárium és a szén-hidrogén csillagok kettős természete. III, pályaparaméterek, McClure, RD; Woodsworth, AW, 1990  ( Hozzáférés:  2008. július 3.)

Irodalom

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák
Bibliográfiai katalógusokban