Јаглеродна ѕвезда Јаглеродна ѕвезда (ѕвезда од типот C) ― вообичаена ѕвезда која е во асимптотичната гранка на џинови, светлечки црвен џин, чија атмосфера содржи повеќе јаглерод отколку кислород.[1] Двата елементи се комбинираат во горните слоеви на ѕвездата, образувајќи јаглерод моноксид, кој го троши поголемиот дел од кислородот во атмосферата, оставајќи ги јаглеродните атоми слободни да образуваат други јаглеродни соединенија, давајќи ѝ на ѕвездата „саѓеста“ атмосфера и впечатливо рубинско црвен изглед. Исто така, постојат некои џуџести и суперџинови јаглеродни ѕвезди, при што почестите џиновски ѕвезди понекогаш се нарекувани класични јаглеродни ѕвезди за да се разликуваат. Во повеќето ѕвезди (како што е Сонцето), атмосферата е побогата со кислород отколку јаглерод. Обичните ѕвезди кои не покажуваат особини на јаглеродни ѕвезди, но доволно ладни за да образуваат јаглерод моноксид, затоа се нарекувани ѕвезди богати со кислород. Јаглеродните ѕвезди имаат доста истакнувачкиспектрални особини,[2] и првпат биле препознаени по нивните спектри од Анџело Секи во 1860-тите, пионерско време во астрономската спектроскопија. Спектра По дефиниција, јаглеродните ѕвезди имаат доминантни спектрални Сванови појаси од молекулата C2. Многу други јаглеродни соединенија може да бидат присутни на високи нивоа, како што се CH, CN (цијаноген), C3 и SiC2. Јаглеродот се создава во јадрото и кружи во неговите горни слоеви, драматично менувајќи го составот на слоевите. Покрај јаглеродот, елементите на S-постапката како бариум, техниум и циркониум се образувани во трепкањата на обвивката и се „вкопани“ на површината.[3] Кога астрономите ја развиле спектралната класификација на јаглеродните ѕвезди, тие имале значителни тешкотии кога се обидувале да ги поврзат спектрите со делотворни температури на ѕвездите. Проблемот било во тоа што целиот атмосферски јаглерод ги крие линиите на впивање што вообичаено се користени како температурни показатели за ѕвездите. Јаглеродните ѕвезди, исто така, покажуваат богат спектар на молекуларни линии на милиметарски бранови должини и подмилиметарски бранови должини. Во јаглеродната ѕвезда CW Лав откриени се повеќе од 50 различни кружни ѕвездени молекули. Оваа ѕвезда често е користена за пребарување на нови околуѕвездени молекули. СекиЈаглеродните ѕвезди биле откриени веќе во 1860-тите кога пионерот на спектралната класификација, Анџело Секи, ја подигнал Секиевата класа IV за јаглеродните ѕвезди, кои кон крајот на 1890-тите биле прекласифицирани како ѕвезди од класа N.[4] ХарвардКористејќи ја оваа нова харвардската класификација, класата N подоцна била подобрена со класа R за помалку длабоко црвени ѕвезди кои ги делат карактеристичните јаглеродни појаси на спектарот. Подоцнежната корелација на оваа шема од R до N со конвенционалните спектри, покажала дека RN низата приближно работи напоредно со c:a G7 до M10 во однос на температурата на ѕвездата.[5]
Морган-Кинанов C системПодоцнежните N класи помалку одговараат со сличните видови M, бидејќи хардардската класификација била само делумно заснована на температурата, но и на изобилството на јаглерод; па набргу станало јасно дека оваа класификација на јаглеродни ѕвезди е нецелосна. Наместо тоа, била подигната нова двобројна ѕвезда од класа C за да биде справена со температурата и изобилството на јаглерод. Таков спектар измерен за Y Ловечки Кучиња, бил утврден дека е C54, каде што 5 се однесува на особините зависни од температурата, а 4 на јачината на Свановите ленти на C2 во спектарот. (C54 многу често алтернативно е пишувано C5,4).[6] Оваа класификација на Морган-Кигановиот C систем ги заменила постарите RN класификации од 1960 до 1993 година.
Ревидиран Морган-Кинанов системДводимензионалната Морган-Кинанова класификација C не ги исполнила очекувањата на творците:
Новата ревидирана Морган-Кинанова класификација била објавена во 1993 година од Филип Кинан, дефинирајќи ги класите: CN, CR и CH. Подоцна биле додадени класите CJ и C-Hd.[7] Ова го сочинува воспоставениот систем на класификација што е користен денес.[8]
Астрофизички механизмиЈаглеродните ѕвезди може да бидат објаснети со повеќе од еден астрофизички механизам. „Класичните јаглеродни ѕвезди“ се разликуваат од „некласичните“ по масата, а класичните јаглеродни ѕвезди се помасивни.[11] Во „класичните јаглеродни ѕвезди“, оние кои припаѓаат на современите спектрални видови CR и CN, сметано е дека изобилството на јаглерод е производ на соединување на хелиум, особено постапката на тројно-алфа во ѕвезда, до кој џиновите достигнуваат при крајот на својот живот. во асимптотичната гранка на џинови (АГЏ). Овие производи од соединување се донесени на ѕвездената површина со епизоди на конвекција (т.н. трето вкопување) откако биле направени јаглеродот и другите производи. Вообичаено, овој вид јаглеродна ѕвезда од АГЏ спојува водород во обвивка што гори водород, но во епизоди разделени со 104-105 години, ѕвездата се преобразува во запален хелиум во обвивка, додека водородното соединување привремено престанува. Во оваа фаза, сјајноста на ѕвездата расте, а материјалот од внатрешноста на ѕвездата (особено јаглеродот) се движи нагоре. Бидејќи сјајот расте, ѕвездата се шири така што фузијата на хелиумот престанува, а согорувањето на водородната обвивка повторно започнува. За време на овие „хелиумски трепкања од обвивката“, загубата на маса од ѕвездата е значителна, и по многу блесоци на хелиум од обвивка, ѕвездата од АГЏ се преобразува во врело бело џуџе и нејзината атмосфера станува материјал за планетарна маглина. „Некласичните“ видови јаглеродни ѕвезди, кои припаѓаат на видовите CJ и CH, се верува дека се двојни ѕвезди, каде што едната ѕвезда е забележана како џиновска ѕвезда (или понекогаш црвено џуџе), а другата бело џуџе. Ѕвездата во моментов е забележано дека е џиновска ѕвезда акредитирана материјал богат со јаглерод кога сè уште била ѕвезда од главната низа од нејзиниот придружник (т.е. ѕвездата што сега е белото џуџе) кога таа сè уште била класична јаглеродна ѕвезда. Таа фаза на ѕвездената еволуција е релативно кратка, а повеќето такви ѕвезди на крајот завршуваат како бели џуџиња. Овие системи сега се набљудуваат релативно долго време по настанот на пренос на маса, така што дополнителниот јаглерод забележан во сегашниот црвен џин не бил произведен во таа ѕвезда.[11] Ова сценарио е исто така прифатено како потекло на бариумските ѕвезди, кои исто така се одликуваат со силни спектрални особини на јаглеродните молекули и на бариумот ( с-процесен елемент). Понекогаш ѕвездите чиј вишок јаглерод дошол од овој пренос на маса се нарекувани „надворешни“ јаглеродни ѕвезди за да бидат разликувани од „внатрешните“ ѕвезди од АГЏ кои внатрешно го произведуваат јаглеродот. Многу од овие надворешни јаглеродни ѕвезди не се доволно светли или ладни за да создадат свој јаглерод, што било загатка додека не била откриена нивната двоѕвездена природа. Загадочните „јаглеродни ѕвезди со недостаток на водород“, кои припаѓаат на спектралната класа C-Hd, се чини дека имаат одредена врска со променливите ѕвезди од типот R Coronae Borealis (RCB), но самите не се променливи и немаат одредено инфрацрвено зрачење вообичаено за ѕвезди од типот R Coronae Boreallis. Само пет јаглеродни ѕвезди со недостаток на водород се познати, а ниту една не е позната како двојна ѕвезда,[12] така што врската со некласичните јаглеродни ѕвезди не е позната. Други помалку убедливи теории, како што се вонрамнотежување на циклусот со јаглерод-азот-кислород и блесокот на јадрото на хелиум, исто така се предложени како механизми за збогатување со јаглерод во атмосферите на помалите јаглеродни ѕвезди. Други особини Повеќето класични јаглеродни ѕвезди се променливи ѕвезди од долгиот период на променливи видови. Набљудување на јаглеродни ѕвездиПоради нечувствителноста на ноќниот вид на црвено и бавното прилагодување на црвените чувствителни стапчиња на светлината на ѕвездите, астрономите кои прават проценки за величината на црвените променливи ѕвезди, особено јаглеродните ѕвезди, мора да знаат како да се справат со Пуркиневиот ефект со цел да не биде потценета величината на набљудуваната ѕвезда. Создавање меѓуѕвездена прашинаПоради нејзината ниска површинска гравитација, дури половина (или повеќе) од вкупната маса на јаглеродна ѕвезда може да се изгуби со моќни ѕвездени ветрови. Остатоците од ѕвездата, „прашината“ богата со јаглерод, слична на графитот, затоа стануваат дел од меѓуѕвездената прашина.[13] Верувано е дека оваа прашина е значаен фактор за обезбедување суровини за создавање на следните генерации ѕвезди и нивните планетарни системи. Материјалот што ја опкружува јаглеродна ѕвезда може да ја прекрие до степен до кој правот ја прими целата видлива светлина. Одливот на силициум карбид од јаглеродните ѕвезди бил акредитиран во раната сончева маглина и преживеал во матриците на релативно непроменетите хондритски метеорити. Ова овозможува директна изотопска анализа на околуѕвездената средина на јаглеродните ѕвезди 1-3 M☉. Ѕвездениот одлив од јаглеродните ѕвезди е изворот на поголемиот дел од предсончевиот силициум карбид пронајден во метеоритите.[14] Други класификацииДруги видови јаглеродни ѕвезди се:
Употреба како стандардни скали Класичните јаглеродни ѕвезди се многу светли, особено во блиската инфрацрвена светлина, така што тие можат да бидат откриени во блиските галаксии. Поради силните особини на впивање во нивните спектри, јаглеродните ѕвезди се поцрвени во блиската инфрацрвена боја отколку ѕвездите богати со кислород, и тие можат да бидат идентификувани според нивните фотометриски бои.[16] Додека поединечните јаглеродни ѕвезди немаат сите иста сјајност, голем примерок од јаглеродни ѕвезди ќе имаат функција за густина на веројатноста (ФГВ) за осветленост со речиси иста средна вредност, во слични галаксии. Значи, средната вредност на таа функција може да биде користа како стандардна скала за одредување на растојанието до галаксијата. Обликот на ФГВ може да варира во зависност од просечната металичност на ѕвездите од АГЏ во галаксијата, па затоа е важно да се калибрира овој показател за растојание користејќи неколку блиски галаксии за кои растојанијата се познати преку други средства.[15][17] Поврзано
Наводи
Надворешни врски
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Portal di Ensiklopedia Dunia
