塔罗牌愚者是什么意思
Вуглецева зоря (зоря С-типу) — це, як правило, зоря асимптотичного в?дгалуження г?гант?в — яскравий червоний г?гант, атмосфера якого м?стить б?льше вуглецю, н?ж кисню. Два елементи по?днуються у верхн?х шарах зор?, утворюючи оксид вуглецю, який спожива? б?льшу частину кисню в атмосфер?, залишаючи атоми вуглецю в?льними для утворення ?нших вуглецевих сполук, надаючи зор? вражаючий руб?ново-червоний вигляд. ?снують також вуглецев? карлики та вуглецев? надг?ганти, причому б?льш поширен? г?ганти ?нод? називають класичними вуглецевими зорями, щоб розр?знити ?х.
У б?льшост? з?р (таких як Сонце) атмосфера багатша на кисень, н?ж на вуглець. Тому звичайн? зор?, як? не мають властивостей вуглецевих з?р, але достатньо холодн?, щоб утворювати оксид вуглецю, називаються зорями, багатими на кисень.
Вуглецев? зор? мають досить в?дм?нн? спектральн? характеристики, ? вперше ?х розп?знав за сво?ми спектрами Анджело Секк? в 1860-х роках, в час п?онерства в астроном?чн?й спектроскоп??.
За визначенням вуглецев? з?рки мають дом?нуюч? спектральн? смуги Свона в?д молекули C2. Багато ?нших сполук вуглецю можуть бути присутн? у високих р?внях, таких як CH, CN (ц?аноген), C3 ? SiC2. Вуглець утворю?ться в ядр? ? циркулю? в його верхн?х шарах, р?зко зм?нюючи склад шар?в. Кр?м вуглецю, елементи S-процесу, так? як бар?й, технец?й ? циркон?й, утворюються в спалахах оболонок ? ?витягуються? на поверхню.[1]
Коли астрономи розробили спектральну класиф?кац?ю вуглецевих з?р, вони з?ткнулися з? значними труднощами, намагаючись сп?вв?днести спектри з ефективними температурами з?р. Проблема полягала в тому, що весь атмосферний вуглець приховував л?н?? поглинання, як? зазвичай використовуються як ?ндикатори температури для з?р.
Вуглецев? зор? також демонструють багатий спектр молекулярних л?н?й на м?л?метрових ? субм?л?метрових довжинах хвиль. У вуглецев?й зор? CW Leonis було виявлено понад 50 р?зних м?жзоряних молекул. Цю з?рку часто використовують для пошуку нових м?жзоряних молекул.
Вуглецев? зор? були в?дкрит? ще в 1860-х роках, коли п?онер спектрально? класиф?кац?? Анджело Секк? встановив клас Секк? IV для вуглецевих з?р, як? наприк?нц? 1890-х рок?в були перекласиф?кован? як з?рки класу N.[2]
Використовуючи цю нову Гарвардську класиф?кац?ю, клас N п?зн?ше було розширено класом R для менш насичених червоних з?р, що мають сп?льн? характерн? вуглецев? смуги спектру.
| Тип МК | R0 | R3 | R5 | R8 | Na | Nb |
| г?гантський екв. | G7-G8 | К1-К2 | ~K2-K3 | К5-М0 | ~М2-М3 | М3-М4 |
| T eff | 4300 | 3900 | ~3700 | 3450 | --- | --- |
П?зн?ш? класи N г?рше в?дпов?дають аналог?чним типам M, тому що Гарвардська класиф?кац?я лише частково базувалася на температур?, а також на вм?ст? вуглецю; тому незабаром стало зрозум?ло, що така класиф?кац?я вуглецевих з?р була неповною. Зам?сть цього була введено новий подв?йний клас з?р C, щоб мати справу з температурою та вм?стом вуглецю. Такий спектр, вим?ряний для Y Canum Venaticorum, був визначений як C54, де 5 в?дноситься до температурно-залежних характеристик, а 4 до ?нтенсивност? смуг C2 у спектр?. (C54 дуже часто альтернативно пишеться C5,4).[3] Ця класиф?кац?я системи Моргана-К?нана C зам?нила стар? класиф?кац?? RN з 1960 по 1993 р?к.
| Тип МК | C0 | C1 | C2 | C3 | C4 | C5 | C6 | C7 |
| г?гантський екв. | G4-G6 | G7-G8 | G9-K0 | К1-К2 | К3-К4 | К5-М0 | М1-М2 | М3-М4 |
| T eff | 4500 | 4300 | 4100 | 3900 | 3650 | 3450 | --- | --- |
Двовим?рна класиф?кац?я Моргана-К?нана С не виправдала оч?кувань творц?в:
- вона не сп?вв?дноситься з вим?рюваннями температури на основ? ?нфрачервоного випром?нювання,
- спочатку будучи двовим?рним, вона незабаром була розширена суф?ксами, CH, CN, j та ?ншими функц?ями, що робить ?? непрактичною для масового анал?зу населення вуглецевих з?р у чужих галактиках,
- ? поступово виявилося, що стар? зор? R ? N насправд? були двома р?зними типами вуглецевих з?р, як? мали реальне астроф?зичне значення.
У 1993 роц? Ф?л?п К?нан опубл?кував нову переглянуту класиф?кац?ю Моргана-К?нана, яка визначила класи: CN, CR ? CH. П?зн?ше були додан? класи CJ ? C-Hd. [4] Це встановило систему класиф?кац??, яка використову?ться сьогодн?.[5]
| клас | спектр | населення | М В | теор?я | температура д?апазон (К) [6] |
приклад(и) | # в?домий |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| класичн? вуглецев? зор? | |||||||
| CR: | в?дродження старого Гарвардського класу R: все ще видно на синьому к?нц? спектра, сильн? ?зотопн? смуги, нема? посилено? л?н?? Ba | середн?й диск поп I | 0 | червон? г?ганти? | 5100-2800 | S Cam | ~25 |
| CN: | в?дродження старого Гарвардського класу N: сильне дифузне син? поглинання, ?нод? невидиме син?м, елементи s-процесу посилен? пор?вняно з сонячною к?льк?стю, слабк? ?зотопн? смуги | тонкий диск поп ? | -2,2 | AGB | 3100-2600 | Р Леп | ~90 |
| некласичн? вуглецев? зор? | |||||||
| CJ: | дуже сильн? ?зотопн? смуги C 2 ? CN | нев?домий | нев?домий | нев?домий | 3900-2800 | Ю CVn | ~20 |
| CH: | дуже сильне поглинання CH | Halo Pop II | -1,8 | яскрав? г?ганти, перенесення маси (вс? CH:s дв?йков? [7] ) | 5000-4100 | V Ari, TT CVn | ~20 |
| C-Hd: | л?н?? водню та смуги СН слабк? або в?дсутн? | тонкий диск поп ? | -3,5 | нев?домий | ? | HD 137613 | ~7 |
Вуглецев? зор? можна пояснити б?льш н?ж одним астроф?зичним механ?змом. Класичн? вуглецев? зор? в?др?зняються в?д некласичних за масою, причому класичн? вуглецев? зор? ? б?льш масивними.[8]
У класичних вуглецевих зорях, як? належать до сучасних спектральних тип?в CR ? CN, вважа?ться, що велика к?льк?сть вуглецю ? продуктом термоядерного синтезу гел?ю, зокрема потр?йного альфа циклу в зор?, якого г?ганти досягають наприк?нц? свого життя. в асимптотичному в?дгалуженн? г?гант?в (AGB). Ц? продукти термоядерного синтезу були винесен? на зоряну поверхню еп?зодами конвекц?? (так зване трет? зачерпування) п?сля того, як були створен? вуглець та ?нш? продукти. Зазвичай цей вид вуглецево? зор? AGB злива? водень у воднев?й оболонц?, але в еп?зодах, розд?лених 104–105 рок?в, зоря перетворю?ться на палаючий гел?й у оболонц?, тод? як водневий синтез тимчасово припиня?ться. У ц?й фаз? св?тн?сть зор? зроста?, ? матер?ал ?з внутр?шньо? частини зор? (зокрема вуглець) руха?ться з надр до верхн?х шар?в. Оск?льки св?тн?сть зроста?, зоря розширю?ться так, що синтез гел?ю припиня?ться, ? гор?ння воднево? оболонки почина?ться знову. П?д час цих гел??вих спалах?в оболонки втрата маси зорею ? значною, ? п?сля багатьох спалах?в гел??во? оболонки зоря AGB перетворю?ться на гарячого б?лого карлика, а ?? атмосфера ста? матер?алом для планетарно? туманност?.
Вважа?ться, що некласичн? типи вуглецевих з?р, що належать до тип?в CJ ? CH, ? подв?йними зорями, де одна зоря вважа?ться г?гантською зорею (або ?нод? червоним карликом), а ?нша — б?лим карликом. Зоря, яку зараз спостер?гають, ? г?гантською зорею, з багатим на вуглець складом, накопиченим коли вона ще була зорею головно? посл?довност? в?д свого супутника (тобто зор?, яка зараз ? б?лим карликом), коли остання ще була класичною вуглецевою зорею. Ця фаза зоряно? еволюц?? ? в?дносно короткою, ? б?льш?сть таких з?р зрештою стають б?лими карликами. Зараз ц? системи спостер?гаються через пор?вняно довгий час п?сля под?? масообм?ну, тому додатковий вуглець, який спостер?га?ться в нин?шньому червоному г?гант?, не вироблявся в ц?й зор?.[8] Цей сценар?й також прийнято як походження бар??вих з?р, як? також характеризуються як так?, що мають сильн? спектральн? особливост? молекул вуглецю та бар?ю (елемент s-процесу). ?нод? зор?, у яких надлишок вуглецю утворився внасл?док цього перенесення маси, називають ?зовн?шн?ми? вуглецевими зорями, щоб в?др?знити ?х в?д ?власних? зор? AGB, як? виробляють вуглець всередин?. Багато з цих зовн?шн?х вуглецевих з?р недостатньо св?тяться або холодн?, щоб створити власний вуглець, що було загадкою, поки не було виявлено ?х подв?йну природу.
Загадков? вуглецев? зор? з деф?цитом водню (HdC), що належать до спектрального класу C-Hd, зда?ться, мають певне в?дношення до зм?нних R Coronae Borealis (RCB), але сам? по соб? не ? зм?нними та не мають певного ?нфрачервоного випром?нювання, типового для RCB:s. В?домо лише п’ять HdC:s, ? жодна не ? подв?йною,[9] тому зв’язок ?з некласичними вуглецевими з?рками нев?домий.
?нш? менш переконлив? теор??, так? як розбалансування циклу CNO та спалах гел?ю в ядр?, також були запропонован? як механ?зми збагачення вуглецем атмосфери менших вуглецевих з?рок.
Б?льш?сть класичних вуглецевих з?р ? довгопер?одичними зм?нними .
Через низьку поверхневу грав?тац?ю до половини (або б?льше) загально? маси вуглецево? зор? може бути втрачено через потужн? зорян? в?три. Залишки зор?, насичений вуглецем ?пил?, под?бний до граф?ту, стають частиною м?жзоряного пилу.[10] Вважа?ться, що цей пил ? значним чинником у забезпеченн? речовиною для створення наступних покол?нь з?р та ?хн?х планетних систем. Матер?ал, що оточу? вуглецеву зорю, може покривати ?? наст?льки, що пил поглина? все видиме св?тло.
?нш? типи вуглецевих з?р включають:
- CCS — Cool Carbon Star
- CEMP — Carbon-Enhanced Metal-Poor
- CEMP-no — зоря низьким вм?стом вуглецю та б?дним вм?стом металу без посилення елемент?в, утворених r-процесом або s-процесом нуклеосинтезу
- CEMP-r — зоря з низьким вм?стом вуглецю та зб?дненням метал?в ?з покращенням елемент?в, утворених нуклеосинтезом r-процесу
- CEMP-s — зоря з низьким вм?стом вуглецю та зб?днення на метали з покращенням елемент?в, отриманих за допомогою s-процесу нуклеосинтезу
- CEMP-r/s — зоря з низьким вм?стом вуглецю та зб?дненням на метали з покращеним вм?стом елемент?в, утворених як r-процесом, так ? s-процесом нуклеосинтезу
- CGCS — холодна галактична вуглецева зоря
Класичн? вуглецев? зор? дуже яскрав?, особливо в ближньому ?нфрачервоному д?апазон?, тому ?х можна виявити в найближчих галактиках. Через сильн? особливост? поглинання в ?хн?х спектрах вуглецев? зор? червон?ш? в ближньому ?нфрачервоному д?апазон?, н?ж зор?, багат? киснем, ? ?х можна ?дентиф?кувати за фотометричними кольорами.[12] Хоча окрем? вуглецев? зор? не мають однакову св?тн?сть, велика виб?рка вуглецевих з?р матиме функц?ю щ?льност? ймов?рност? св?тност? (PDF) ?з майже однаковим середн?м значенням у под?бних галактиках. Отже, середн? значення ц??? функц?? можна використовувати як стандартну св?чку для визначення в?дстан? до галактики. Форма PDF може зм?нюватися залежно в?д середньо? метал?чност? зор? AGB у галактиц?, тому важливо в?дкал?брувати цей ?ндикатор в?дстан? за допомогою к?лькох сус?дн?х галактик, в?дстан? для яких в?дом? ?ншими засобами.[11]
- Зор? S-типу, схожа, але не така екстремальна
- Технец??ва зоря, ?нший тип х?м?чно пекулярних з?рок
- La Superba, одна з найб?льш в?домих вуглецевих з?р
- ↑ Savina, Michael R.; Davis, Andrew M.; Tripa, C. Emil; Pellin, Michael J.; Clayton, Robert N.; Lewis, Roy S.; Amari, Sachiko; Gallino, Roberto; Lugaro, Maria (2003). Barium isotopes in individual presolar silicon carbide grains from the Murchison meteorite. Geochimica et Cosmochimica Acta. 67 (17): 3201. Bibcode:2003GeCoA..67.3201S. doi:10.1016/S0016-7037(03)00083-8.
- ↑ Gottesman, S. (Spring 2009). Classification of Stellar Spectra: Some History. AST2039 Materials. Процитовано 21 березня 2012.
- ↑ Keenan, P. C.; Morgan, W. W. (1941). The Classification of the Red Carbon Stars. The Astrophysical Journal. 94: 501. Bibcode:1941ApJ....94..501K. doi:10.1086/144356.
- ↑ Keenan, P. C. (1993). Revised MK Spectral Classification of the Red Carbon Stars. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 105: 905. Bibcode:1993PASP..105..905K. doi:10.1086/133252.
- ↑ Spectral Atlas of Carbon Stars. Процитовано 21 березня 2012.
- ↑ Tanaka, M. та ?н. (2007). Near-Infrared Spectra of 29 Carbon Stars: Simple Estimates of Effective Temperature. Publications of the Astronomical Society of Japan. 59 (5): 939—953. Bibcode:2007PASJ...59..939T. doi:10.1093/pasj/59.5.939.
- ↑ McClure, R. D.; Woodsworth, A. W. (1990). The Binary Nature of the Barium and CH Stars. III – Orbital Parameters. The Astrophysical Journal. 352: 709. Bibcode:1990ApJ...352..709M. doi:10.1086/168573.
- ↑ а б McClure, R. D. (1985). The Carbon and Related Stars. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 79: 277. Bibcode:1985JRASC..79..277M.
- ↑ Clayton, G. C. (1996). The R Coronae Borealis Stars. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 108: 225. Bibcode:1996PASP..108..225C. doi:10.1086/133715.
- ↑ Wallerstein, George; Knapp, Gillian R. (September 1998). CARBON STARS. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 36 (1): 369—433. Bibcode:1998ARA&A..36..369W. doi:10.1146/annurev.astro.36.1.369.
- ↑ а б Ripoche, Paul; Heyl, Jeremy; Parada, Javiera; Richer, Harvey (January 2020). Carbon stars as standard candles: I. The luminosity function of carbon stars in the Magellanic Clouds. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 495 (3): 2858—2866. Bibcode:2020MNRAS.495.2858R. doi:10.1093/mnras/staa1346. Процитовано 14 грудня 2022.
- ↑ Mould, J.; Aaronson, M. (September 1980). The extended giant branches of intermediate age globular clusters in the Magellanic Clouds. Astrophysical Journal. 240: 464—477. Bibcode:1980ApJ...240..464M. doi:10.1086/158252. Процитовано 14 грудня 2022.
- Список 110 вуглецевих з?рок. Включа? номер HD ; вторинна ?дентиф?кац?я для б?льшост?; положення в прямому п?днесенн? та схиленн? ; величина ; спектр ; д?апазон зоряних величин (для зм?нних з?рок ); пер?од (зм?нност? циклу).
