Kolstjärna

En kolstjärna ( C-typ stjärna ) är typiskt en asymptotisk jättegrenstjärna , en lysande röd jätte , vars atmosfär innehåller mer kol än syre . De två elementen kombineras i stjärnans övre skikt och bildar kolmonoxid , som förbrukar det mesta av syre i atmosfären, vilket lämnar kolatomer fria att bilda andra kolföreningar, vilket ger stjärnan en " sotig " atmosfär och ett slående rubinrött utseende . Det finns också några dvärg- och superjättekolstjärnor , där de vanligare jättestjärnorna ibland kallas klassiska kolstjärnor för att särskilja dem.

I de flesta stjärnor (som solen ) är atmosfären rikare på syre än kol. Vanliga stjärnor som inte uppvisar egenskaperna hos kolstjärnor men tillräckligt svala för att bilda kolmonoxid kallas därför syrerika stjärnor.

Kolstjärnor har ganska distinkta spektrala egenskaper , och de kändes först igen av sina spektra av Angelo Secchi på 1860-talet, en banbrytande tid inom astronomisk spektroskopi .

Spectra

Echelle-spektra av kolstjärnan UU Aurigae

Per definition har kolstjärnor dominerande spektrala svanband från molekylen C 2 . Många andra kolföreningar kan förekomma i höga halter, såsom CH, CN ( cyanogen ), C 3 och SiC 2 . Kol bildas i kärnan och cirkulerar i dess övre skikt, vilket dramatiskt förändrar skiktens sammansättning. Förutom kol S-processelement som barium , teknetium och zirkonium i skalblixtarna och "muddras upp" till ytan.

När astronomer utvecklade kolstjärnornas spektralklassificering hade de stora svårigheter när de försökte korrelera spektra med stjärnornas effektiva temperaturer. Problemet var att allt atmosfäriskt kol gömde absorptionslinjerna som normalt används som temperaturindikatorer för stjärnorna.

Kolstjärnor visar också ett rikt spektrum av molekylära linjer vid millimetervåglängder och submillimetervåglängder . I kolstjärnan CW Leonis har mer än 50 olika cirkumstellära molekyler upptäckts. Denna stjärna används ofta för att söka efter nya cirkumstellära molekyler.

Secchi

Kolstjärnor upptäcktes redan på 1860-talet när spektralklassificeringspionjären Angelo Secchi reste Secchi-klass IV för kolstjärnorna, som i slutet av 1890-talet omklassificerades till N-klassstjärnor.

Harvard

Genom att använda denna nya Harvard-klassificering förbättrades N-klassen senare med en R-klass för mindre djupt röda stjärnor som delar de karakteristiska kolbanden i spektrumet. Senare korrelation av detta R till N-schema med konventionella spektra, visade att RN-sekvensen ungefär löper parallellt med c:a G7 till M10 med avseende på stjärntemperatur.

MK-typ R0 R3 R5 R8 Na Obs
jätte ekv. 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 motsvarar mindre väl de motsvariga M-typerna, eftersom Harvard-klassificeringen endast delvis baserades på temperatur, men också kolförekomst; så det stod snart klart att denna typ av klassificering av kolstjärnor var ofullständig. Istället byggdes en ny dubbelnummer stjärnklass C för att hantera temperatur och kolförekomst. Ett sådant spektrum mätt för Y Canum Venaticorum bestämdes vara C54 , där 5 hänför sig till temperaturberoende egenskaper och 4 till styrkan hos C 2 Swan-banden i spektrumet. (C5 4 skrivs mycket ofta alternativt C5,4). Denna Morgan-Keenan C-systemklassificering ersatte de äldre RN-klassificeringarna från 1960 till 1993.

MK-typ C0 C1 C2 C3 C4 C5 C6 C7
jätte 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 reviderade Morgan-Keenan-systemet

Den tvådimensionella Morgan–Keenan C-klassificeringen uppfyllde inte skaparnas förväntningar:

  1. det misslyckades med att korrelera med temperaturmätningar baserade på infraröd,
  2. Ursprungligen tvådimensionell förstärktes den snart av suffix, CH, CN, j och andra egenskaper som gjorde det opraktiskt för en-masseanalyser av främmande galaxers kolstjärnpopulationer,
  3. och det inträffade gradvis att de gamla R- och N-stjärnorna faktiskt var två distinkta typer av kolstjärnor, med verklig astrofysisk betydelse.

En ny reviderad Morgan-Keenan-klassificering publicerades 1993 av Philip Keenan , som definierar klasserna: CN, CR och CH. Senare tillkom klasserna CJ och C-Hd. Detta utgör det etablerade klassificeringssystem som används idag.

klass spektrum befolkning M V teori
temperaturområde (K) 		exempel #känd
klassiska kolstjärnor
CR: den gamla Harvard klass R återfödd: är fortfarande synliga i den blå änden av spektrumet, starka isotopiska band, ingen förstärkt Ba- linje medium skiva pop I 0 röda jättar? 5100-2800 Lurendrejeri ~25
CN: den gamla Harvard klass N pånyttfödd: tung diffus blå absorption, ibland osynlig i blått, s-processelement förstärkta över solöverflöd, svaga isotopiska band tunn skiva pop I -2.2 AGB 3100-2600 R Lep ~90
icke-klassiska kolstjärnor
CJ: mycket starka isotopiska band av C 2 och CN okänd okänd okänd 3900-2800 Y CVn ~20
CH: mycket stark CH-absorption halo pop II -1.8 ljusa jättar, massöverföring (alla CH:s är binära) 5000-4100 V Ari , TT CVn ~20
C-Hd: vätelinjer och CH-band svaga eller saknas tunn skiva pop I -3,5 okänd ? HD 137613 ~7

Astrofysiska mekanismer

Kolstjärnor kan förklaras av mer än en astrofysisk mekanism. Klassiska kolstjärnor skiljer sig från icke-klassiska på grund av massa, med klassiska kolstjärnor som är de mer massiva.

I de klassiska kolstjärnorna , de som tillhör de moderna spektraltyperna CR och CN, tros överflöd av kol vara en produkt av heliumfusion , närmare bestämt trippel-alfaprocessen i en stjärna, som jättarna når nära slutet av sina liv i den asymptotiska jättegrenen (AGB). Dessa fusionsprodukter har förts till stjärnytan genom episoder av konvektion (den så kallade tredje muddringen ) efter att kolet och andra produkter tillverkats. Normalt smälter denna typ av AGB-kolstjärna väte i ett vätebrinnande skal, men i episoder som är åtskilda med 10 4 -10 5 år förvandlas stjärnan till brinnande helium i ett skal, medan vätefusionen tillfälligt upphör. I denna fas stiger stjärnans ljusstyrka och material från stjärnans inre (särskilt kol) rör sig uppåt. Eftersom ljusstyrkan stiger expanderar stjärnan så att heliumfusionen upphör, och väteskalet börjar brinna igen. Under dessa skalheliumblixtar är massförlusten från stjärnan betydande, och efter många skalheliumblixtar förvandlas en AGB-stjärna till en varm vit dvärg och dess atmosfär blir material för en planetarisk nebulosa .

De icke-klassiska typerna av kolstjärnor, som tillhör typerna CJ och CH , tros vara dubbelstjärnor , där en stjärna observeras vara en jättestjärna (eller ibland en röd dvärg ) och den andra en vit dvärg . Stjärnan observerades för närvarande vara en gigantisk stjärna som samlat på kolrikt material när den fortfarande var en huvudsekvensstjärna från sin följeslagare (det vill säga stjärnan som nu är den vita dvärgen) när den senare fortfarande var en klassisk kolstjärna. Den fasen av stjärnutvecklingen är relativt kort, och de flesta sådana stjärnor slutar i slutändan som vita dvärgar. Dessa system observeras nu en jämförelsevis lång tid efter massöverföringshändelsen , så det extra kol som observerades i den nuvarande röda jätten producerades inte i den stjärnan. Detta scenario accepteras också som ursprunget till bariumstjärnorna , som också kännetecknas av att de har starka spektrala egenskaper hos kolmolekyler och barium (ett s-processelement) . Ibland kallas de stjärnor vars överskott av kol kom från denna massöverföring "extrinsiska" kolstjärnor för att skilja dem från de "inneboende" AGB-stjärnorna som producerar kolet internt. Många av dessa yttre kolstjärnor är inte lysande eller tillräckligt svala för att ha gjort sitt eget kol, vilket var ett pussel tills deras binära natur upptäcktes.

De gåtfulla vätebristiga kolstjärnorna (HdC), som tillhör spektralklassen C-Hd, verkar ha en viss relation till R Coronae Borealis variabler (RCB), men är inte variabla själva och saknar en viss infraröd strålning som är typisk för RCB:s. Endast fem HdC:er är kända, och ingen är känd för att vara binär, så förhållandet till de icke-klassiska kolstjärnorna är inte känt.

Andra mindre övertygande teorier, såsom obalansering av CNO-cykeln och heliumblixt i kärnan, har också föreslagits som mekanismer för kolanrikning i atmosfärerna hos mindre kolstjärnor.

Andra egenskaper

Optisk ljusbild av kolstjärnan VX Andromedae.

De flesta klassiska kolstjärnor är variabla stjärnor av de långa periodvariablerna .

Att observera kolstjärnor

På grund av mörkerseendets okänslighet för rött och en långsam anpassning av de röda känsliga ögonstavarna till stjärnornas ljus, måste astronomer som gör magnituduppskattningar av röda variabla stjärnor , särskilt kolstjärnor, veta hur de ska hantera Purkinje-effekten i för att inte underskatta storleken på den observerade stjärnan.

Generering av interstellärt damm

På grund av dess låga yttyngdkraft kan så mycket som hälften (eller mer) av den totala massan av en kolstjärna gå förlorad genom kraftfulla stjärnvindar . Stjärnans rester, kolrikt "damm" som liknar grafit , blir därför en del av det interstellära stoftet . Detta stoft tros vara en viktig faktor för att tillhandahålla råmaterial för skapandet av efterföljande generationer av stjärnor och deras planetsystem. Materialet som omger en kolstjärna kan täcka den till den grad att dammet absorberar allt synligt ljus.

Andra klassificeringar

Andra typer av kolstjärnor inkluderar:

Använd som standardljus

Ett histogram som visar det relativa antalet LMC- kolstjärnor med en given nära-infraröd ljusstyrka. Medianvärdet är markerat med rött. Anpassad från Ripoche et al. (2020)

Klassiska kolstjärnor är mycket lysande, särskilt i det nära-infraröda , så de kan upptäckas i närliggande galaxer. På grund av de starka absorptionsegenskaperna i deras spektra är kolstjärnor rödare i det nära-infraröda än syrerika stjärnor, och de kan identifieras genom deras fotometriska färger . Även om enskilda kolstjärnor inte alla har samma ljusstyrka, kommer ett stort urval av kolstjärnor att ha en ljusstyrka sannolikhetstäthet funktion (PDF) med nästan samma medianvärde, i liknande galaxer. Så medianvärdet för den funktionen kan användas som ett standardljus för bestämning av avståndet till en galax. Formen på PDF-filen kan variera beroende på den genomsnittliga metalliciteten hos AGB-stjärnorna i en galax, så det är viktigt att kalibrera denna avståndsindikator med hjälp av flera närliggande galaxer för vilka avstånden är kända på andra sätt.

Se även

externa länkar

Hämtad från " https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Carbon_star&oldid=1136182242 "