Kolstjärna

Den aktuella versionen av sidan har ännu inte granskats av erfarna bidragsgivare och kan skilja sig väsentligt från versionen som granskades den 16 april 2021; verifiering kräver 1 redigering .

En kolstjärna  är en senare typ av vanlig röd jätte (eller ibland röd dvärg ) stjärna som innehåller mer kol än syre i sin atmosfär ; de två komponenterna blandas i stjärnans övre skikt och bildar kolmonoxid , som binder allt syre i atmosfären, vilket gör att kolatomerna är fria att bilda andra kolföreningar, vilket ger stjärnan en "svartaktig" atmosfär och ett klarrött utseende när sett från utsidan.

De spektrala egenskaperna hos dessa stjärnor är ganska karakteristiska, och de klassificerades först av spektrum av Angelo Secchi på 1860-talet, en pionjär inom astronomisk spektroskopi . I en "normal" stjärna (som solen ) är atmosfären mer mättad med syre än med kol.

Upptäcktshistorik

År 1868 blev Angelo Secchi irriterad över att inte kunna resa till Indien för att observera den totala solförmörkelsen den 18 augusti 1868, stannade hemma i Rom och informerade denfranska vetenskapsakademinom upptäckten av en nyspektralklass avstjärnor - klass IV. Upptäckten gjordes på grundval av visuell observation av röda stjärnor frånobservatoriet vid den romerska högskolan, belägen på toppen av kyrkanSant'Ignazio. I sitt banbrytande arbete rapporterar Secchi om en märklig stjärna frånLalandessom han tilldelade denna klass, troligen stjärnan som nu heterW Orionis [Comm. 1]. I nästa verk listar han 17 sådana stjärnor. Och ett år senare, 1869, skriver han att de spektrallinjer som är karakteristiska för denna klass är absorptionslinjerna för enkolförening[1].

Astrofysiska mekanismer

Kolinnehållet i stjärnor förklaras av mer än en astrofysisk mekanism. McClure [2] skiljde mellan klassiska kolstjärnor och icke-klassiska (som är mindre massiva).

I klassiska kolstjärnor av moderna CR- och CN-spektraltyper uppstår ett överskott av kol, som tros vara en produkt av heliumförbränning under trippel alfaprocessen inuti stjärnan, i jätten nära slutet av dess existens på den asymptotiska jätten gren (AGB). Kol och andra fusionsprodukter flyttar till stjärnans yta som ett resultat av att den ösas ut , vilket gör att dess atmosfär berikas med kol [3] . Vanligtvis existerar denna typ av kolstjärna AVG på grund av förbränning av väte i väteskalet, men periodvis under 10 4 −10 5 år startas processen att bränna helium i heliumskalet, och förbränningen av väte stoppas tillfälligt. I detta skede ökar stjärnans ljusstyrka och materia från stjärnans inre (särskilt kol) flyttar till ytan. När ljusstyrkan ökar expanderar stjärnan så att förbränningen av helium upphör och förbränningen av väte i de yttre lagren återupptas. Under dessa heliumblixtar i skalet uppstår en betydande massaförlust av stjärnan och efter många heliumblixtar i de yttre lagren förvandlas AVG-stjärnan till en vit dvärg och dess atmosfär blir material för en planetarisk nebulosa .

Non -classical typer av kolstjärnor av spektralklasser CJ och CH anses vara dubbelstjärnor , där en av de observerade stjärnorna är en jätte (eller ibland en röd dvärg ), och den andra är en vit dvärg . Stjärnan som för närvarande observeras som en jätte var övervuxen med kolrik materia när den fortfarande var en huvudsekvensstjärna . Hon fick ämnet av sin följeslagare (det vill säga stjärnan som för närvarande är en vit dvärg), när den senare fortfarande var en klassisk kolstjärna. Denna fas av stjärnutvecklingen är relativt kort, och de flesta av dessa stjärnor blir så småningom vita dvärgar. Vi ser sådana system under relativt lång tid efter massöverföringen, så ytterligare kol observeras i den befintliga röda jätten utan att det genereras inuti stjärnan. [4] Detta scenario är också lämpligt för att beskriva ursprunget för bariumstjärnor , som också kännetecknas av närvaron av starka spektrallinjer av kol- och bariummolekyler (element i s-processen ). Ibland kallas stjärnor som producerar ett överskott av kol på grund av denna massöverföring "yttre" kolstjärnor för att skilja dem från "inre" asymptotiska sekvensstjärnor, där kol produceras i de inre lagren. Många av dessa yttre kolstjärnor lyser inte eller är tillräckligt coola för att producera sitt eget kol, vars närvaro var ett mysterium tills dessa stjärnors binära natur upptäcktes.

Mystiska kolstjärnor med vätebrist (HdC) verkar ha något att göra med variabeln R Coronae Borealis -- RCB, även om de själva inte är variabla och har otillräcklig IR-strålning inom det område som är karakteristiskt för RCB-stjärnor. Endast fem HdC-stjärnor är kända, och ingen av dem är binära. Därför är det inte känt om de är icke-klassiska "yttre" kolstjärnor.

Andra, mindre övertygande hypoteser har också föreslagits för att förklara mekanismen för kolanrikning i små stjärnors atmosfärer, såsom obalansen i CNO-cykeln och heliumutblossningen i kärnan.

Spektrum av en kolstjärna

Per definition har kolstjärnor ett dominerande spektrumband på grund av C2 -molekylen . Andra kolföreningar kan också ha höga halter, som CH, CN ( cyan ), C 3 och SiC 2 . Kol bildas i kärnan och sprider sig till de övre skikten, vilket dramatiskt förändrar skiktens sammansättning. Andra grundämnen bildas av heliums sönderfall , och s-processen ökar också deras produktion på samma sätt, vilket skapar litium och barium .

När astronomer utvecklade en spektralklassificering för kolstjärnor hade de stora svårigheter att försöka relatera spektra till stjärnornas effektiva temperaturer. Problemet var att allt atmosfäriskt kol skymmer de absorptionslinjer som vanligtvis används för att bestämma temperaturen på stjärnor.

Secchi

Kolstjärnor upptäcktes redan på 1860-talet, när spektralklassificeringspionjären Angelo Secchi tilldelade dem klass IV i sin klassificering, som på 1890-talet. klassificerades om till N-klass. [5]

Harvard

Med hjälp av den nya Harvard-klassificeringen kompletterades N-klassen senare med en R-klass för stjärnor som inte var så mörkröda utan med samma karakteristiska kollinjer i spektrumet. Senare visade korrelationen av denna RN-sekvens med det allmänt accepterade spektrumet att temperaturfördelningen i den löper ungefär parallellt med spektralklasserna i Hertzsprung-Russell-diagrammet från G7 till M0. [6]

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

Morgan-Keenan C-system

De senare N-klasserna korrelerar inte riktigt med deras motsvarigheter av M-typ, eftersom Harvard-klassificeringen inte bara baseras på temperatur utan också på överskott av kol; därför stod det snart klart att denna typ av klassificering av kolstjärnor var ofullständig. Istället infördes en ny "C"-klass med dubbelt index för att ta hänsyn till både temperatur och överskott av kol. Således tilldelades stjärnan La Superba klassen C5 4 , där 5 indikerar temperaturegenskaper och 4 indikerar intensiteten av C2 - linjen i spektrumet. (C5 4 skrivs mycket ofta som C5, 4). [7]

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

Reviderat Morgan-Keenan-system

Denna tvådimensionella klassificering ersatte den gamla RN-klassificeringen under 1960-1993, men Morgan-Keenan C-systemet levde inte upp till skaparnas förväntningar:

  1. Det motsvarar inte temperaturmätningar baserade på infraröd strålning.
  2. Det var ursprungligen tvådimensionellt, men utökades snart med CH, CN, j och andra förbättringar, vilket gjorde systemet opraktiskt för att analysera kolstjärnpopulationer i avlägsna galaxer.
  3. Med tiden upptäcktes det att de gamla R- och N-stjärnorna faktiskt är två olika typer av kolstjärnor, och detta har betydande astrofysiska implikationer.

En ny revidering av Morgan-Keenan-klassificeringen publicerades 1993 av Philip Keenan, som definierade klasserna CN, CR och CH. Senare tillkom klasserna CJ och C-Hd. [8] Så här används det idag: [9]

Klass spektrum koncentration M V [10] teori exempel antal
kända
klassiska kolstjärnor
CR: återkomst av den gamla Harvard R-klassen: fortfarande synlig i den blå delen av spektrumet, starka isotopiska band, ingen breddning av bariumlinjen mellanskiva konc. jag 0 röda jättar? S Giraff ~25
CN: återkomst av gamla Harvard klass N: tung diffus absorption av blått, ibland osynlighet i blått, s-processelement förstärker solöverskott, svaga isotopiska band tunn skiva konc. jag -2.2 Asymtomatisk jättesekvens R Hare ~90
icke-klassiska kolstjärnor
CJ: mycket starkt C 2 och CN isotopband okänd okänd okänd La Superba (Y Canum Venaticorum) ~20
CH: mycket stark absorption av CH halo, konc. II -1.8 ljusa jättar, massöverföring (alla CH är binära [11] ) V Arietis , TT Canum venaticorum ~20
C-HD: vätelinjer och CH-band är svaga eller saknas tunn skiva, konc. jag -3,5 okänd HD 137613 ~7

Andra egenskaper

De flesta klassiska kolstjärnor är variabla stjärnor : oregelbundna och halvregelbundna variabla stjärnor.

Observation av kolstjärnor

På grund av mörkerseendets okänslighet för rött ljus och den långsamma anpassningen av ögonens känsliga röda stavar till stjärnljus måste amatörastronomer, när de beräknar den skenbara magnituden från variabla stjärnors rodnad (särskilt kolstjärnor), ta hänsyn till Purkinje-effekt för att inte överskatta ljusstyrkan hos den observerade stjärnan.

Interstellär utbredning av kol

På grund av dess egen låga gravitation nära ytan kan hälften (eller mer) av stjärnans totala kolmassa gå förlorad i form av kraftfulla stjärnvindar . Därför blir resterna av stjärnor - kolrikt "damm", liknande grafit , en del av det interstellära stoftet . Detta stoft anses vara en viktig faktor för att erhålla den ursprungliga substansen för bildandet av efterföljande generationer av stjärnor, planeter och deras planetsystem. Materia som omger en kolstjärna kan skymma den eftersom dammet absorberar allt synligt ljus.

Se även

Anteckningar

Kommentarer
  1. ↑ som W Orionis finns på listan över 17 stjärnor i Secchis andra publikation och är närmast stjärnan i koordinater från hans första verk
Källor
  1. ↑ McCarthy, MF Angelo Secchi och upptäckten av kolstjärnor  //  MK-processen vid 50 år. A.S.P. Conference Series, vol. 60. - 1994. - P. 224-232 . - .
  2. ↑ Kol och relaterade stjärnor  (engelska)  (tillgänglig: 3 juli 2008)
  3. ↑ Maurizio Salaris. Utveckling av stjärnor och stjärnpopulationer . — Chichester, West Sussex, England; Hoboken, NJ, USA: J. Wiley, 2005. s. 191-193. — 402 sid. - ISBN 978-0-470-09219-4 , 978-0-470-09220-0.
  4. ↑ R. McClure, Journal of the Royals Astronomical Society of Canada, vol 79, pp. 277-293, dec. 1985
  5. ↑ Stellar Spectrum Classification: Some History  (  Åtkomst: 3 juli 2008)
  6. ↑ Carbon Stars (Peripatus.gen) Arkiverad från originalet den 5 februari 2012.  (engelska)  (tillgänglig: 3 juli 2008)
  7. ↑ Klassificering av röda kolstjärnor. Keenan, Philip C.; Morgan, W.W.  ( tillgänglig  3 juli 2008)
  8. ↑ Reviderad MK Spectral Classification of Red Carbon Stars av Keenan, Philip C.  ( tillgänglig  3 juli 2008)
  9. ↑ Spectral Atlas of Carbon Stars (Barnbaum+ 1996) Arkiverad 19 maj 2009 på Wayback Machine  ( Åtkomst  3 juli 2008)
  10. ↑ Absolut skenbar magnitud
  11. ↑ Den dubbla naturen hos barium- och kol-vätestjärnor. III, orbitalparametrar, McClure, RD; Woodsworth, AW, 1990  ( tillgänglig  3 juli 2008)

Litteratur

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
I bibliografiska kataloger