Karbonstjerne



All kunnskapen som mennesket har samlet i århundrer om Karbonstjerne er nå tilgjengelig på internett, og vi har samlet og bestilt den for deg på en mest mulig tilgjengelig måte. Vi vil at du skal kunne få tilgang til alt relatert til Karbonstjerne som du vil vite raskt og effektivt; at opplevelsen din er hyggelig og at du føler at du virkelig har funnet informasjonen om Karbonstjerne som du lette etter.

For å nå våre mål har vi gjort en innsats for ikke bare å få den mest oppdaterte, forståelige og sannferdige informasjonen om Karbonstjerne, men vi har også passet på at utformingen, lesbarheten, lastehastigheten og brukervennligheten til siden være så hyggelig som mulig, slik at du på denne måten kan fokusere på det essensielle, kjenne til all data og informasjon som er tilgjengelig om Karbonstjerne, uten å måtte bekymre deg for noe annet, vi har allerede tatt hånd om det for deg. Vi håper vi har oppnådd vårt formål og at du har funnet informasjonen du ønsket om Karbonstjerne. Så vi ønsker deg velkommen og oppfordrer deg til å fortsette å nyte opplevelsen av å bruke scientiano.com.

En karbonstjerne ( C-type stjerne ) er vanligvis en asymptotisk kjempegrenstjerne , en lysende rød kjempe , hvis atmosfære inneholder mer karbon enn oksygen . De to elementene kombineres i de øvre lagene av stjernen og danner karbonmonoksid , som forbruker alt oksygen i atmosfæren, slik at karbonatomer er frie til å danne andre karbonforbindelser, noe som gir stjernen en " sotig " atmosfære og et slående rubinrødt utseende. Det er også noen dverg- og superstore karbonstjerner, med de vanligste gigantiske stjernene som noen ganger kalles klassiske karbonstjerner for å skille dem ut.

I de fleste stjerner (for eksempel solen ) er atmosfæren rikere på oksygen enn karbon. Vanlige stjerner som ikke utviser karbonstjerners egenskaper, men som er kule nok til å danne karbonmonoksid, kalles derfor oksygenrike stjerner.

Karbonstjerner har ganske særegne spektrale egenskaper , og de ble først gjenkjent av sine spektre av Angelo Secchi på 1860-tallet, en banebrytende tid innen astronomisk spektroskopi .

Spectra

Echelle-spektre av karbonstjernen UU Aurigae.

Per definisjon har karbonstjerner dominerende spektrale svanebånd fra molekylet C 2 . Mange andre karbonforbindelser kan være til stede i høye nivåer, for eksempel CH, CN ( cyanogen ), C- 3 og SiC 2 . Karbon dannes i kjernen og sirkuleres i de øvre lagene, og endrer lagets sammensetning dramatisk. I tillegg til karbon dannes S-prosesselementer som barium , teknetium og zirkonium i skallblinkene og "mudres opp" til overflaten.

Da astronomer utviklet den spektrale klassifiseringen av karbonstjernene, hadde de store problemer når de prøvde å korrelere spektrene til stjernenes effektive temperaturer. Problemet var med alt atmosfærisk karbon som skjulte absorpsjonslinjene som normalt ble brukt som temperaturindikatorer for stjernene.

Karbonstjerner viser også et rikt spekter av molekylære linjer ved millimeter bølgelengder og submillimeter bølgelengder . I karbon-stjerne CW Leonis mer enn 50 forskjellige circumstellar molekyler er blitt detektert. Denne stjernen brukes ofte til å søke etter nye omkretsmolekyler.

Secchi

Karbonstjerner ble oppdaget allerede på 1860-tallet da pioner for spektral klassifisering Angelo Secchi reiste Secchi klasse IV for karbonstjernene, som på slutten av 1890-tallet ble omklassifisert til N-klasse stjerner.

Harvard

Ved å bruke denne nye Harvard-klassifiseringen ble N-klassen senere forbedret av en R-klasse for mindre dypt røde stjerner som delte de karakteristiske karbonbåndene i spekteret. Senere korrelasjon av dette R til N-skjemaet med konvensjonelle spektre, viste at RN-sekvensen omtrent løp parallelt med c: a G7 til M10 med hensyn til stjernetemperatur.

MK-type R0 R3 R5 R8 Na Nb
gigantisk ekv. G7-G8 K1-K2 ~ K2-K3 K5-M0 ~ M2-M3 M3-M4
T eff 4300 3900 ~ 3700 3450 --- ---

Morgan Keenan C-system

De senere N-klassene samsvarer mindre godt med motstykkene M-typene, fordi Harvard-klassifiseringen bare var delvis basert på temperatur, men også karbonmengde; så det ble snart klart at denne typen karbonstjerneklassifisering var ufullstendig. I stedet ble en ny stjerne klasse C oppført for å takle temperatur og karbonmengde. Et slikt spektrum målt for Y canum Venaticorum , ble bestemt til å være C5 4 , hvor 5 angir temperaturavhengige funksjoner, og 4 til styrken av de C- 2 Swan band i spekteret. (C5 4 er veldig ofte alternativt skrevet C5,4). Denne Morgan Keenan C-systemklassifiseringen erstattet de eldre RN-klassifiseringene fra 19601993.

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

Det reviderte Morgan Keenan-systemet

Den todimensjonale Morgan Keenan C-klassifiseringen klarte ikke å oppfylle skapernes forventninger:

  1. den klarte ikke å korrelere til temperaturmålinger basert på infrarød,
  2. Opprinnelig var det todimensjonalt og ble snart forsterket av suffikser, CH, CN, j og andre funksjoner, noe som gjorde det upraktisk for massevis analyser av fremmede galaksers karbonstjernepopulasjoner.
  3. og det skjedde gradvis at de gamle R- og N-stjernene faktisk var to forskjellige typer karbonstjerner, som hadde reell astrofysisk betydning.

En ny revidert Morgan Keenan-klassifisering ble utgitt i 1993 av Philip Keenan , som definerte klassene: CN, CR og CH. Senere ble klassene CJ og C-Hd lagt til. Dette utgjør det etablerte klassifiseringssystemet som brukes i dag.

klasse spektrum befolkning M V teori temperaturområde
(K)
eksempel (er) # kjent
klassiske karbonstjerner
CR: den gamle Harvard klasse R gjenfødt: er fremdeles synlig i den blå enden av spekteret, sterke isotopbånd, ingen forbedret Ba- linje medium plate pop I 0 røde kjemper 5100-2800 Svindel ~ 25
CN: den gamle Harvard klasse N gjenfødt: tung diffus blå absorpsjon, noen ganger usynlig i blått, s-prosesselementer forbedret over solens overflod, svake isotopbånd tynn plate pop jeg -2,2 AGB 3100-2600 R Lep ~ 90
ikke-klassiske karbonstjerner
CJ: veldig sterke isotopbånd av C 2 og CN ukjent ukjent ukjent 3900-2800 Y CVn ~ 20
CH: veldig sterk CH-absorpsjon halo pop II -1,8 lyse giganter, masseoverføring (alle CH: er binære) 5000-4100 V Ari , TT CVn ~ 20
C-Hd: hydrogenlinjer og CH-bånd svake eller fraværende tynn plate pop jeg -3,5 ukjent HD 137613 ~ 7

Astrofysiske mekanismer

Karbonstjerner kan forklares med mer enn en astrofysisk mekanisme. Klassiske karbonstjerner skiller seg ut fra ikke-klassiske på grunnlag av masse, med klassiske karbonstjerner som de mer massive.

I de klassiske karbonstjernene , de som tilhører de moderne spektraltypene CR og CN, antas overflod av karbon å være et produkt av heliumfusjon , spesielt trippel-alfa-prosessen i en stjerne, som gigantene når nær slutten av livet. i den asymptotiske kjempegrenen (AGB). Disse fusjonsproduktene er brakt til stjerneflaten ved episoder med konveksjon (den såkalte tredje oppmudringen ) etter at karbon og andre produkter ble laget. Normalt smelter denne typen AGB karbonstjerne hydrogen i et hydrogenforbrennende skall, men i episoder atskilt med 10 4 -10 5 år, forvandler stjernen seg til å brenne helium i et skall, mens hydrogenfusjonen midlertidig opphører. I denne fasen stiger stjernens lysstyrke, og materiale fra det indre av stjernen (spesielt karbon) beveger seg oppover. Siden lysstyrken stiger utvides stjernen slik at heliumfusjonen opphører, og brenningen av hydrogenskallet starter på nytt. Under disse skallheliumblinkene er massetapet fra stjernen betydelig, og etter mange skallheliumblinker blir en AGB-stjerne forvandlet til en varm hvit dverg, og atmosfæren blir materiale for en planetarisk tåke .

De ikke-klassiske typene karbonstjerner, som tilhører typene CJ og CH , antas å være binære stjerner , hvor en stjerne observeres å være en gigantisk stjerne (eller noen ganger en rød dverg ) og den andre en hvit dverg . Stjernen observerte for tiden å være et gigantisk stjerneutviklet karbonrikt materiale når det fremdeles var en hovedsekvensstjerne fra ledsageren (det vil si den stjernen som nå er den hvite dvergen) når sistnevnte fortsatt var en klassisk karbonstjerne. Den fasen av stjernevolusjonen er relativt kort, og de fleste slike stjerner ender til slutt opp som hvite dverger. Disse systemene blir nå observert relativt lenge etter masseoverføringshendelsen , så det ekstra karbonet som ble observert i den nåværende røde giganten ble ikke produsert i den stjernen. Dette scenariet aksepteres også som opprinnelsen til bariumstjernene , som også karakteriseres som sterke spektrale egenskaper av karbonmolekyler og av barium (et s-prosesselement ). Noen ganger blir stjernene hvis overskudd av karbon kommer fra denne masseoverføringen kalt "ytre" karbonstjerner for å skille dem fra de "iboende" AGB-stjernene som produserer karbon internt. Mange av disse ytre karbonstjernene er ikke lysende eller kule nok til å ha laget sitt eget karbon, noe som var et puslespill til deres binære natur ble oppdaget.

De gåtefulle hydrogenmangel-karbonstjernene (HdC), som tilhører spektralklassen C-Hd, ser ut til å ha noe forhold til R Coronae Borealis-variabler (RCB), men er ikke variable selv og mangler en viss infrarød stråling som er typisk for RCB: s. Bare fem HdC er kjent, og ingen er kjent for å være binære, så forholdet til ikke-klassiske karbonstjerner er ikke kjent.

Andre mindre overbevisende teorier, som for eksempel CNO- syklusutbalansering og kjerneheliumblits, er også blitt foreslått som mekanismer for karbonanriking i atmosfærene til mindre karbonstjerner.

Andre egenskaper

De fleste klassiske karbonstjerner er variable stjerner av langvariabeltypene .

Observerer karbonstjerner

På grunn av nattsynets ufølsomhet overfor rødt og en langsom tilpasning av de røde følsomme øyestengene til stjernenes lys, må astronomer gjøre størrelsesestimater av røde variable stjerner , spesielt karbonstjerner, å vite hvordan de skal håndtere Purkinje-effekten i for ikke å undervurdere størrelsen på den observerte stjernen.

Generasjon av interstellært støv

På grunn av sin lave overflate tyngdekraft , så mye som halvparten (eller flere) av den totale massen av et karbon stjerne kan gå tapt ved hjelp av kraftige vinder . Stjernens rester, karbonrikt "støv" som ligner grafitt , blir derfor en del av det interstellare støvet . Dette støvet antas å være en viktig faktor i å tilveiebringe råvarene for opprettelsen av påfølgende generasjoner av stjerner og deres planetariske systemer. Materialet som omgir en karbonstjerne kan teppe det i den grad støvet absorberer alt synlig lys.

Andre klassifiseringer

Andre typer karbonstjerner inkluderer:

Se også

  • Bariumstjerne  - Spektralklasse G til K-giganter, hvis spektre indikerer en overflod av s-prosesselementer ved tilstedeværelse av enkelt ionisert barium
  • S-type stjerne  - En kul gigant med omtrent like store mengder karbon og oksygen i atmosfæren
  • Technetium-stjerne  - stjerne hvis stjernespektrum inneholder absorpsjonslinjer av technetium
  • Marc Aaronson  - amerikansk astronom, amerikansk astronom og kjent forsker av karbonstjerner

Prøver:

  • R Leporis , Hinds Crimson Star: et eksempel på en karbonstjerne
  • IRC +10216 , CW Leonis: den mest studerte karbonstjernen, og også den lyseste stjernen på himmelen ved N-båndet
  • La Superba , Y Canum Venaticorum: en av de lysere karbonstjernene

Referanser

Eksterne linker

Opiniones de nuestros usuarios

Christian Haugan

Noen ganger når du leter etter informasjon på internett om noe, finner du for lange artikler som insisterer på å snakke om ting som ikke interesserer deg. Jeg likte denne artikkelen om Karbonstjerne fordi den går til poenget og snakker om akkurat det jeg vil, uten at gå seg vill i informasjon ubrukelig.

Carl Dale

Takk for dette innlegget om Karbonstjerne, det er akkurat det jeg trengte.

Pia Pettersen

Takk. Artikkelen om Karbonstjerne hjalp meg.