Углеродная звезда
Углеродная звезда — 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 — первопроходцем в астрономической спектроскопии. В «нормальной» звезде (наподобие Солнца) атмосфера более насыщена кислородом, чем углеродом.
Содержание
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 104−105 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 — гигант (или изредка красный карлик), а другая — 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.
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.
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]
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 |
| Tэфф | 4300 | 3900 | ~3700 | 3450 | — | — |
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 — 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 |
| Tэфф | 4500 | 4300 | 4100 | 3900 | 3650 | 3450 | — | — |
Пересмотренная система Моргана-Кинана
Эта двумерная классификация заменила старую R-N классификацию в течение 1960—1993 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 — 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 | MV[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 — 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 |
Другие качества
Большинство классических углеродных звёзд — это переменные звёзды: неправильные и полуправильные переменные звёзды.
Наблюдение углеродных звёзд
Из-за невосприимчивости ночного зрения к красному цвету и медленной адаптации чувствительных красных палочек глаз к свету звёзд астрономы-любители, вычисляя видимую звёздную величину по оценке красноты переменных звёзд (особенно углеродных звёзд), должны учитывать эффект Пуркинье, чтобы не завысить блеск наблюдаемой звезды.
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 — 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.
См. также
- Бариевая звезда
- R Зайца, тёмно-красная звезда, пример углеродной звезды
- IRC +10216, CW Льва — наиболее изученная углеродная звезда и самая яркая звезда неба в северном полушарии
- La Superba, Y Canum Venaticorum — одна из самых ярких углеродных звёзд
- Марк Ааронсон — американский астроном и выдающийся исследователь углеродных звёзд
Примечания
- ↑ [adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1985JRASC..79..277M&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=4422f74cc711450 Углеродные и относящиеся к ним звёзды] (англ.) (Проверено 3 июля 2008)
- ↑ R. McClure, Journal of the Royals Astronomical Society of Canada, vol 79, pp. 277—293, Dec. 1985
- ↑ [www.astro.ufl.edu/~gott/AST1002/Additional_Notes/Add_notes.week5 Классификация звёздного спектра: некоторая история] (англ.) (Проверено 3 июля 2008)
- ↑ [www.peripatus.gen.nz/Astronomy/CarSta.html Carbon Stars (Peripatus.gen)] (англ.) (Проверено 3 июля 2008)
- ↑ [adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1941ApJ....94..501K Классификация красных углеродных звёзд. Keenan, Philip C.; Morgan, W. W.] (англ.) (Проверено 3 июля 2008)
- ↑ [adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1993PASP..105..905K Пересмотренная спектральная MK классификация красных углеродных звёзд — Keenan, Philip C.] (англ.) (Проверено 3 июля 2008)
- ↑ [adc.astro.umd.edu/adc-cgi/cat.pl?/journal_tables/ApJS/105/419/ Спектральный атлас углеродных звёзд (Barnbaum+ 1996)] (англ.) (Проверено 3 июля 2008)
- ↑ Абсолютная видимая звёздная величина
- ↑ [adsabs.harvard.edu/abs/1990ApJ...352..709M Двойная природа бариевых и углеродно-водородных звёзд. III — орбитальные параметры, McClure, R.D.; Woodsworth, A. W., 1990] (англ.) (Проверено 3 июля 2008)
Ссылки
- McClure, R. D., [adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1985JRASC..79..277M&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=4422f74cc711450 The carbon and related stars] // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada (ISSN 0035-872X), vol. 79, Dec. 1985, p. 277-293. - Рукопись об углеродной и относящихся к ней звездах (англ.) (Проверено 2 июля 2008)
- [www.astrosurf.com/buil/us/peculiar2/carbon.htm Перечень из 110 углеродных звёзд]. (англ.) 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).
