Углеродная звезда

Углеродная звезда в это более поздний вид обычных звёзд красных гигантов (или изредка красных карликов), в атмосфере которых содержится больше углерода, чем кислорода; два компонента смешиваются в верхних слоях звезды, образуя монооксид углерода, который связывает весь кислород в атмосфере, оставляя атомы углерода свободными для образования других углеродных соединений, дающих звезде «черноватую» атмосферу и ярко-красный вид при наблюдении извне.

Спектральные особенности этих звёзд довольно характерные, и они впервые были классифицированы по спектру Анжело Секки в 1860-х годах в первопроходцем в астрономической спектроскопии. В «нормальной» звезде (наподобие Солнца) атмосфера более насыщена кислородом, чем углеродом.

Содержание

1 Астрофизические механизмы
2 Спектр углеродной звезды
3 Пересмотренная система Моргана-Кинана
4 Другие качества
- 4.1 Наблюдение углеродных звёзд
- 4.2 Межзвёздное распространение углерода
5 Примечания
6 См. также
7 Ссылки

[править] Астрофизические механизмы

Углеродные звёзды объясняются больше, чем одним астрофизическим механизмом. McClure ^[1] разграничивал между классическими углеродными звёздами и не классическими среди тех, которые менее массивные.

В классических углеродных звёздах обилие углерода считается продуктом горения гелия в ходе тройного альфа-процесса внутри звезды, которая станет гигантом ближе к концу своего существования в так называемой асимптотической ветви гигантов (AGB). Эти продукты синтеза перемещаются к поверхности звезды эпизодической конвекцией после образования углерода и других продуктов. Обычно этот вид углеродной звезды АПЗ существует за счёт синтеза водорода, сгораемого в водородной оболочке, но эти периоды разделены промежутками в 10⁴в10⁵ лет, звезда преобразует гелий, сгорающий в оболочке, в то время как синтез водорода временно прекращается. На этом этапе возрастает светимость звезды и вещество из середины звезды (в частности, углерод) перемещается вверх. Поскольку яркость увеличивается, звезда расширяется так, что прекращается синтез гелия и горение водорода во внешних слоях возобновляется. Во время этих вспышек гелия в оболочке звезды происходит значительная потеря массы звезды и после множества вспышек гелия во внешних слоях звезда АПЗ преобразуется в белый карлик и её атмосфера становится материалом для планетарной туманности.

Неклассические виды углеродных звёзд считаются двойными звёздами, где одна из наблюдаемых звёзд в гигант (или изредка красный карлик), а другая в белый карлик. Наблюдаемая в настоящее время звезда станет звездой-гигантом, обрастая богатым углеродом веществом, когда она ещё была звездой главной последовательности, вещество она получает от своего компаньона (то есть, звезды, которая в настоящее время является белым карликом), когда последняя ещё была классической углеродной звездой. Этот этап эволюции звёзд относительно короткий, и большинство таких звёзд в конце концов становятся белыми карликами. Мы видим такие системы сравнительно длительное время после перемещения массы, поэтому дополнительный углерод наблюдается в существующем красном гиганте без вырабатывания его внутри звезды.^[2] Этот сценарий также подходит для происхождения бариевых звёзд, которые также характеризуются наличием сильных спектральных особенностей в молекулах углерода и бария (элемент s-процесса). Иногда звёзды, у которых избыток углерода получается из-за этого перемещения массы, называют «внешними» углеродными звёздами, чтобы отличать их от «внутренних» звёзд асимптотической последовательности, у которых углерод вырабатывается во внутренних слоях. Многие из таких внешних углеродных звёзд не светятся или достаточно охлаждены, чтобы вырабатывать собственный углерод, присутствие которого было загадкой, пока не была открыта двойная природа таких звёзд.

Другие менее убедительные механизмы, такие, как CNO-цикл не сбалансированы, и явление гелиевой вспышки ядра также было предложено в качестве механизма, объясняющего обогащение углеродом в атмосферах небольших звёзд.

[править] Спектр углеродной звезды

По определению, углеродные звёзды имеют преобладающую полосу спектра из-за молекулы C₂. Высокие уровни могут быть и у других углеродных соединений, подобно CH, CN (циан), C₃ и SiC₂. Углерод образуется в ядре и распространяется в верхние слои, резко изменяя состав слоёв. Другие элементы образуются в результате распада гелия, и s-процесс тоже увеличивает их образование таким же путём, из-за чего появляются литий и барий.

Когда астрономы разработали спектральную классификацию углеродных звёзд, у них появились значительные трудности при попытке соотнести спектры с эффективными температурами звёзд. Проблема была со всем атмосферным углеродом, скрывающим линии поглощения, обычно используемые для определения температуры звёзд.

[править] Секки

Углеродные звёзды были открыты уже в 1860-х годах, когда Пьетро Анджело Секки, инициатор спектральной классификации, установил 4 класса Секки для углеродных звёзд, которые позже 1890-х гг. были перекласифицированы как N класс звёзд.^[3]

[править] Гарвард

Используя новую классификацию Гарварда, N класс позднее был расширен R-классом для менее глубоких красных звёзд, распределяющих характерный углеродный диапазон спектра. Последнее соотношение из этой схемы от R к N с общепринятым спектром показывает, что R-N последовательность идёт примерно параллельно с C: G7 к M10 с соотношением к температуре звезды.^[4]

Тип MK	R0	R3	R5	R8	Na	Nb
эквив. гигант.	G7-G8	K1-K2	~K2-K3	K5-M0	~M2-M3	M3-M4
T_эфф	4300	3900	~3700	3450	в	в

[править] C-система Моргана-Кинана

Последние классы N менее хорошо соотносятся с их аналогами M типов, так как гарвардская классификация лишь частично основывается на температуре, но ещё и на избытке углерода; потому скоро стало ясно, что этот вид классификации углеродных звёзд является неполным. Вместо этого был введён новый двойной номер звезды класса «С», с тем, чтобы учитывать температуру и избыток углерода. Так был измерен спектр звезды La Superba, и определён класс C5₄, где 5 указывает на температуру в зависимости от свойств, а 4 в численный состав полосы C₂ в спектре. (C5₄ очень часто записывается как C5, 4).^[5]

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

[править] Пересмотренная система Моргана-Кинана

Эта двумерная классификация заменила старую R-N классификацию в течение 1960в1993 гг., но C-система Морган-Кинана не удовлетворила ожиданиям создателей:

Она не соответствует измерениям температуры, основанным на инфракрасном излучении.
Первоначально она была двумерной, но вскоре была расширена суффиксами CH, CN, j и другими уточнениями, что сделало систему непрактичной при анализе масс скоплений углеродных звёзд удалённых галактик.
Со временем обнаружилось, что звёзды старых классов R и N на самом деле в два различных вида углеродных звёзд, и это имеет существенное астрофизическое значение.

Новая редакция классификации Моргана-Кинана была опубликована в 1993 г. Филипом Кинаном, определившим классы: C-N, C-R и C-H. Позже были добавлены классы C-J и C-Hd.^[6] Это является устоявшейся системой классификации, используемой сегодня:^[7]

класс	спектр	концентрация	M_V^[8]	теория	пример(ы)	число известных
классические углеродные звёзды
C-R:	возвращение старого гарвардского класса R: всё ещё видимы в конце синей полосы спектра, сильные изотопические полосы, не расширяется бариевая линия	средний диск конц. I	0	красные гиганты?	S Жирафа	~25
C-N:	возвращение старого гарвардского класса N: тяжёлое диффузное поглощение синего, иногда невидимость в синем, элементы s-процесса усиливают солнечный избыток, слабые изотопические полосы	тонкий диск конц. I	-2.2	Асимптоматическая последовательность гигантов	R Зайца	~90
не классические углеродные звёзды
C-J:	очень сильная изотопическая полоса C₂ и CN	неизвестно	неизвестно	неизвестно	La Superba (Y Canum Venaticorum)	~20
C-H:	очень сильное поглощение CH	гало, конц. II	-1.8	яркие гиганты, перенос массы (все C-H в двойные^[9])	V Arietis, TT Canum Venaticorum	~20
C-Hd:	линии водорода и полосы CH слабые или отсутствуют	тонкий диск, конц. I	-3.5	неизвестно	HD 137613	~7

[править] Другие качества

Большинство классических углеродных звёзд в это переменные звёзды: неправильные и полуправильные переменные звёзды.

[править] Наблюдение углеродных звёзд

Из-за невосприимчивости ночного зрения к красному цвету и медленной адаптации чувствительных красных палочек глаз к свету звёзд астрономы-любители вычисляют видимую звёздную величину оценивая красноту переменных звёзд, особенно углеродных звёзд, должны учитывать эффект Пуркинье, чтобы не завысить блеск наблюдаемой звезды.

[править] Межзвёздное распространение углерода

Из-за собственной низкой гравитации у поверхности, половина (или больше) от общей массы углерода звезды может быть утрачено в виде мощных звёздных ветров. Поэтому остатки звёзд в богатая углеродом «пыль», похожая на графит, становится частью межзвёздной пыли. Эту пыль считают важным фактором при получении первоначального вещества для формирования последующих поколений звёзд, планет и их планетарных систем. Вещество, окружающее углеродную звезду, может затенять её, так как пыль поглощает весь видимый свет.

[править] Примечания

в‘ Углеродные и относящиеся к ним звёзды (англ.) (Проверено 3 июля 2008)
в‘ R. McClure, Journal of the Royals Astronomical Society of Canada, vol 79, pp. 277в293, Dec. 1985
в‘ Классификация звёздного спектра: некоторая история (англ.) (Проверено 3 июля 2008)
в‘ Carbon Stars (Peripatus.gen) (англ.) (Проверено 3 июля 2008)
в‘ Классификация красных углеродных звёзд. Keenan, Philip C.; Morgan, W. W. (англ.) (Проверено 3 июля 2008)
в‘ Пересмотренная спектральная MK классификация красных углеродных звёзд в Keenan, Philip C. (англ.) (Проверено 3 июля 2008)
в‘ Спектральный атлас углеродных звёзд (Barnbaum+ 1996) (англ.) (Проверено 3 июля 2008)
в‘ Абсолютная видимая звёздная величина
в‘ Двойная природа бариевых и углеродно-водородных звёзд. III в орбитальные параметры, McClure, R.D.; Woodsworth, A. W., 1990 (англ.) (Проверено 3 июля 2008)

[править] См. также

Бариевая звезда
R Зайца, тёмно-красная звезда, пример углеродной звезды
IRC +10216, CW Льва в наиболее изученная углеродная звезда и самая яркая звезда неба в северном полушарии
La Superba, Y Canum Venaticorum в одна из самых ярких углеродных звёзд
Марк Ааронсон в американский астроном и выдающийся исследователь углеродных звёзд

[править] Ссылки

Рукопись об углеродной и относящихся к ней звездах (англ.) (Проверено 2 июля 2008)
Перечень из 110 углеродных звёзд. Включает номер HD; для большинства используется вторым при идентфиикации; местоположение по прямому восхождению и склонению; видимой звёздной величине; спектру; величине диапазона (для переменных звёзд); периоду (из цикла изменений).

[0] в‘ Углеродные и относящиеся к ним звёзды (англ.) (Проверено 3 июля 2008)

[1] в‘ R. McClure, Journal of the Royals Astronomical Society of Canada, vol 79, pp. 277в293, Dec. 1985

[2] в‘ Классификация звёздного спектра: некоторая история (англ.) (Проверено 3 июля 2008)

[3] в‘ Carbon Stars (Peripatus.gen) (англ.) (Проверено 3 июля 2008)

[4] в‘ Классификация красных углеродных звёзд. Keenan, Philip C.; Morgan, W. W. (англ.) (Проверено 3 июля 2008)

[5] в‘ Пересмотренная спектральная MK классификация красных углеродных звёзд в Keenan, Philip C. (англ.) (Проверено 3 июля 2008)

[6] в‘ Спектральный атлас углеродных звёзд (Barnbaum+ 1996) (англ.) (Проверено 3 июля 2008)

[7] в‘ Абсолютная видимая звёздная величина

[8] в‘ Двойная природа бариевых и углеродно-водородных звёзд. III в орбитальные параметры, McClure, R.D.; Woodsworth, A. W., 1990 (англ.) (Проверено 3 июля 2008)

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

Звёзды
Эволюция	Формирование · Звёзды до главной последовательности · Главная последовательность · Горизонтальная ветвь · Асимптотическая ветвь гигантов · Полоса нестабильности · Красное сгущение · Планетарная туманность · Протопланетарная туманность · Яркие голубые переменные · Звезда Вольфа в Райе · Псевдосверхновая · Сверхновая звезда · Гиперновая звезда · Диаграмма Герцшпрунга-Рассела · Звёздное население
Протозвёзды	Молекулярное облако · Глобула Бока · Молодые звёздные объекты · Объект Хербига в Аро · Трек Хаяси · Предел Хаяси · Трек Хеньи · Орионовы переменные (звёзды типа T Тельца · фуоры) · Звёзды Хербига (Ae/Be)
Типы звёзд	Субкарлик · Карлики (Красный · Жёлтый · Оранжевый · Голубой) · Субгигант · Гиганты (Красный гигант · Голубой гигант · Яркий гигант) · Сверхгиганты (Красный сверхгигант · Жёлтый сверхгигант · Голубой сверхгигант) · Гипергиганты (Жёлтый гипергигант) · Голубые отставшие звёзды · Оболочечная звезда · Углеродная звезда (Метиновая звезда) · Бариевая звезда · Звезда S типа · Пекулярная звезда · Технециевая звезда · Ртутно-марганцевая звезда · Переменная звезда
Звёздные останки	Белый карлик · Чёрный карлик · Нейтронная звезда (Пульсар: (Радиопульсар · Рентгеновский пульсар) · Магнетар: (Аномальный рентгеновский пульсар · Источник мягких повторяющихся гамма-всплесков) · Великолепная семёрка · Вращающийся радиотранзиент) · Чёрная дыра звёздной массы · Плотная звезда (Экзотическая звезда · Кварковая звезда · Преонная звезда · Q-звезда) · Железная звезда
«Недозвёзды»	Коричневый карлик · Субкоричневый карлик · Планетар
Строение звёзд	Звёздное ядро · Конвективная зона · Лучистая зона · Фотосфера · Хромосфера · Звёздная корона · Звёздный ветер · Пузырь звёздного ветра · Металличность · Звёздное магнитное поле · Астросейсмология · Солнцеподобные осцилляции · Предел Эддингтона
Звёздный нуклеосинтез	s-процесс · r-процесс · p-процесс · rp-процесс · Альфа-процесс · Тройная гелиевая реакция · Протон-протонный цикл · Углерод-азотный цикл · Гелиевая вспышка · Горение углерода · Углеродная детонация · Горение кислорода · Горение неона · Горение кремния
Свойства звёзд	Спектральный класс · Эффективная температура · Звёздная кинематика (Собственное движение · Угловая скорость) · Микротурбулентность · Солнечная масса · Планетная система · Вращение звёзд · Звёздная система (Двойная звезда · Кратная звезда) · Звёздная динамика · UBV-фотометрия · Обозначения звёзд · Звёздная величина (Абсолютная звёздная величина)
Списки звёзд	Список звёздных имён · Список наиболее массивных звёзд · Список наименее массивных звёзд · Список крупнейших звёзд · Список самых ярких звёзд · Список самых мощных звёзд · Список ближайших звёзд · Список коричневых карликов · Хронология звёздной астрономии
Категория:Звёзды

Углеродная звезда

Содержание

[править] Астрофизические механизмы

[править] Спектр углеродной звезды

[править] Секки

[править] Гарвард

[править] C-система Моргана-Кинана

[править] Пересмотренная система Моргана-Кинана

[править] Другие качества

[править] Наблюдение углеродных звёзд

[править] Межзвёздное распространение углерода

[править] Примечания

[править] См. также

[править] Ссылки

Личные инструменты

Пространства имён

Варианты

Просмотры

Действия

Поиск

Навигация

Участие

Печать/экспорт

Инструменты

На других языках