Углеродная звезда

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

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.

Астрофизические механизмы[править | править исходный текст]

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[править | править исходный текст]

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[править | править исходный текст]

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[править | править исходный текст]

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[править | править исходный текст]

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[править | править исходный текст]

Эта двумерная классификация заменила старую R-N классификацию в течение 1960—1993 гг., но C-система Морган-Кинана не удовлетворила ожиданиям создателей:

  1. Она не соответствует измерениям температуры, основанным на инфракрасном излучении.
  2. 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.
  3. 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[править | править исходный текст]

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

Наблюдение углеродных звёзд[править | править исходный текст]

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.

Межзвёздное распространение углерода[править | править исходный текст]

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.

Примечания[править | править исходный текст]

См. также[править | править исходный текст]

Ссылки[править | править исходный текст]