Kohlenstoffstern - Wikipedia

Stern, dessen Atmosphäre mehr Kohlenstoff als Sauerstoff enthält

Ein Kohlenstoffstern ist typischerweise ein asymptotischer Riesenaststern, ein leuchtender roter Riese, dessen Atmosphäre mehr Kohlenstoff als Sauerstoff enthält; Die beiden Elemente vereinigen sich in den oberen Schichten des Sterns und bilden Kohlenmonoxid, wodurch der gesamte Sauerstoff in der Atmosphäre verbraucht wird. Dabei bleiben die Kohlenstoffatome frei, um andere Kohlenstoffverbindungen zu bilden. Dies verleiht dem Stern eine "rußige" Atmosphäre und ein auffallend rubinrotes Aussehen. Es gibt auch einige Zwerg- und Superriesen-Kohlenstoffsterne, wobei die häufigsten Riesensterne manchmal als klassische Kohlenstoffsterne bezeichnet werden, um sie zu unterscheiden.

Bei den meisten Sternen (wie der Sonne) ist die Atmosphäre sauerstoffreicher als Kohlenstoff. Gewöhnliche Sterne, die nicht die Eigenschaften von Kohlenstoffsternen aufweisen, aber ausreichend kühl sind, um Kohlenmonoxid zu bilden, werden daher als sauerstoffreiche Sterne bezeichnet.

Kohlenstoffsterne haben ziemlich ausgeprägte spektrale Eigenschaften und wurden erstmals in den 1860er Jahren von Angelo Secchi erkannt, einer Pionierzeit in der astronomischen Spektroskopie.

Spektren [ edit ]

Per Definition haben Kohlenstoffsterne dominante spektrale Swan-Banden aus dem Molekül C ₂ . Viele andere Kohlenstoffverbindungen können in hohen Konzentrationen vorhanden sein, wie CH, CN (Cyanogen), C ₃ und SiC ₂ . Kohlenstoff wird im Kern gebildet und zirkuliert in seinen oberen Schichten, wodurch die Zusammensetzung der Schichten dramatisch verändert wird. Neben Kohlenstoff werden S-Prozess-Elemente wie Barium, Technetium und Zirkonium in den Schalenblitzen gebildet und an die Oberfläche "ausgebaggert". ^[1]

Als die Astronomen das Spektrum entwickelten Klassifizierung der Kohlenstoffsterne, hatten sie erhebliche Schwierigkeiten, die Spektren mit den effektiven Temperaturen der Sterne zu korrelieren. Das Problem bestand darin, dass der gesamte atmosphärische Kohlenstoff die Absorptionslinien verdeckte, die normalerweise als Temperaturindikatoren für die Sterne verwendet werden.

Kohlenstoffsterne zeigen auch ein reiches Spektrum molekularer Linien bei Millimeter- und Submillimeter-Wellenlängen. Im Kohlenstoffstern IRC + 10216 wurden mehr als 50 verschiedene zirkumstellare Moleküle nachgewiesen. Dieser Stern wird häufig zur Suche nach neuen zirkumstellaren Molekülen verwendet.

Secchi [ edit ]

Kohlenstoffsterne wurden bereits in den 1860er Jahren entdeckt, als der Pionier der Spektralklassifizierung Angelo Secchi die Secchi-Klasse IV für die Kohlenstoffsterne errichtete, die in den späten 1890er Jahren neu klassifiziert wurden als Sterne der Klasse N. ^[2]

Harvard [ edit ]

Mit dieser neuen Harvard-Klassifizierung wurde die N-Klasse später um eine R-Klasse für weniger tiefe rote Sterne mit den charakteristischen Kohlenstoffbändern erweitert des Spektrums. Eine spätere Korrelation dieses R / N-Schemas mit konventionellen Spektren zeigte, dass die R-N-Sequenz in Bezug auf die Sterntemperatur in etwa parallel zu c: a G7 bis M10 verläuft. ^[3]

MK-Typ	R0 19659018] R3 19659019] R5	R8	Na	Nb
riesiges Äquiv.	G7-G8	K1-K2	K2-K3	K5-M0	~ M2-M3	M3-M4
T eff	4300	3900	~ 3700	3450	---	---

Morgan-Keenan C-System [ edit ]

Die späteren N-Klassen entsprechen weniger gut den entsprechenden M-Typen, da die Harvard-Klassifizierung nur teilweise auf der Temperatur beruhte, aber auch auf Kohlenstoff Fülle; So wurde schnell klar, dass diese Art der Einstufung von Kohlenstoffsternen unvollständig war. Stattdessen wurde eine neue Dual-Class-Klasse C für Temperatur und Kohlenstofffülle aufgestellt. Ein solches für Y Canum Venaticorum gemessenes Spektrum wurde zu C5 ₄ bestimmt, wobei 5 sich auf temperaturabhängige Merkmale bezieht und 4 auf die Stärke der C ₂ Swan-Bänder im Spektrum . (C5 ₄ wird sehr oft alternativ als C5,4 geschrieben.) ^[4] Diese Klassifikation nach Morgan-Keenan-C-System ersetzt die älteren R-N-Klassifikationen von 1960-1993.

MK-Typ	C0 19659017] C1	C2 19659018] C3 19659019] C4 19659020] C5	C6	C7
riesiges Äquiv.	G4-G6	G7-G8	G9-K0	K1-K2	K3-K4	K5-M0	M1-M2	M3-M4
T eff	4500	4300	4100	3900	3650	3450	---	---

Das überarbeitete Morgan-Keenan-System [ edit ]

Die zweidimensionale Morgan-Keenan-C-Klassifizierung entsprach nicht den Erwartungen der Schöpfer:

1. korrelierte nicht mit Temperaturmessungen auf Infrarotbasis,
2. war ursprünglich zweidimensional, wurde jedoch bald durch die Suffixe CH, CN, j und andere Merkmale verbessert, was es für Massenanalysen des Kohlenstoffs von Fremdgalaxien unpraktisch machte Sternpopulationen
3. und es stellte sich allmählich heraus, dass die alten R- und N-Sterne tatsächlich zwei verschiedene Arten von Kohlenstoffsternen waren, die eine echte astrophysikalische Bedeutung haben.

Eine neue überarbeitete Morgan-Keenan-Klassifikation wurde 1993 von Philip Keenan veröffentlicht die Klassen: CN, CR und CH. Später kamen die Klassen C-J und C-Hd hinzu. ^[5] Dies stellt das heute übliche Klassifizierungssystem dar. ^[6]

Klasse	Spektrum	Bevölkerung	M V	Theorie	Temperaturbereich (K) [7]	Beispiel (e)	# bekannt
klassische Kohlenstoffsterne
C-R:	Die alte Harvard-Klasse R wiedergeboren: Am blauen Ende des Spektrums sind noch starke Isotopen-Banden sichtbar, keine verstärkte Ba-Linie	Medium Disc Pop I	0	Rote Riesen?	5100-2800	S Cam	~ 25
C-N:	Die alte Harvard-Klasse N wird wiedergeboren: starke diffuse blaue Absorption, manchmal in Blau unsichtbar, S-Prozess-Elemente, verstärkt durch Sonnenfülle, schwache isotopische Banden	dünner Disc-Pop I	-2,2	AGB	3100-2600	R Lep	~ 90
nichtklassische Kohlenstoffsterne
C-J:	sehr starke isotopische Banden von C 2 und CN	unbekannt	unbekannt	unbekannt	3900-2800	Y CVn	~ 20
C-H:	sehr starke CH-Absorption	Halo Pop II	-1,8	helle Riesen, Massentransfer (alle C-Hs sind binär [8])	5000-4100	V Ari TT CVn	~ 20
C-Hd:	Wasserstoffleitungen und CH-Banden schwach oder nicht vorhanden	dünner Disc-Pop I	-3,5	unbekannt	?	HD 137613	~ 7

Astrophysikalische Mechanismen [ edit ]

Kohlenstoffsterne lassen sich mit mehr als einem astrophysikalischen Mechanismus erklären. Klassische Kohlenstoffsterne unterscheiden sich von nichtklassischen Sternen aus Massengründen, wobei klassische Kohlenstoffsterne die massiveren sind. ^[9]

die klassischen Kohlenstoffsterne die zu den modernen Spektraltypen CR und CN gehören, wird angenommen, dass die Abundanz an Kohlenstoff ein Produkt der Heliumfusion ist, insbesondere der Triple-Alpha-Prozess innerhalb eines Sterns, den Giganten erreichen ihr Ende in der asymptotischen Riesenzweig (AGB). Diese Schmelzprodukte wurden durch Konvektionsepisoden (der sogenannte dritte Ausbagger) an die Sternoberfläche gebracht, nachdem der Kohlenstoff und andere Produkte hergestellt wurden. Normalerweise verschmilzt diese Art von AGB-Kohlenstoffstern Wasserstoff in einer wasserstoffverbrennenden Hülle, aber in durch 10 ⁴ -10 ⁵ Jahre getrennten Episoden wandelt sich der Stern in brennendes Helium in einer Hülle um, während die Wasserstofffusion hört vorübergehend auf. In dieser Phase steigt die Leuchtkraft des Sterns und Material aus dem Inneren des Sterns (insbesondere Kohlenstoff) steigt an. Da die Leuchtkraft ansteigt, dehnt sich der Stern aus, so dass die Heliumfusion aufhört und die Verbrennung der Wasserstoffschale neu startet. Während dieser Shell-Helium-Blitze ist der Massenverlust des Sterns signifikant, und nach vielen Shell-Helium-Blitzen wird aus einem AGB-Stern ein heißer weißer Zwerg, und seine Atmosphäre wird zu Material für einen planetarischen Nebel.

Die nichtklassischen Arten von Kohlenstoffsternen, die zu den Typen CJ und CH gehören, werden als Doppelsterne angesehen, wobei ein Stern als riesiger Stern (oder gelegentlich ein roter Zwerg) betrachtet wird. und der andere ein weißer Zwerg. Der Stern, der gegenwärtig ein riesiger Stern ist, hat kohlenstoffreiches Material gewonnen, als er noch ein Hauptreihenstern seines Begleiters war (dh der Stern, der jetzt der weiße Zwerg ist), als dieser noch ein klassischer Kohlenstoffstern war. Diese Phase der Sternentwicklung ist relativ kurz und die meisten dieser Sterne enden letztendlich als weiße Zwerge. Diese Systeme werden nun relativ lange nach dem Massentransfer beobachtet, so dass der im vorliegenden roten Riesen beobachtete zusätzliche Kohlenstoff nicht in diesem Stern erzeugt wurde. ^[9] Dieses Szenario wird auch als Ursprung der Bariumsterne akzeptiert sind auch gekennzeichnet durch starke spektrale Eigenschaften von Kohlenstoffmolekülen und von Barium (ein S-Prozess-Element). Manchmal werden Sterne, deren überschüssiger Kohlenstoff aus diesem Massentransfer stammt, als "extrinsische" Kohlenstoffsterne bezeichnet, um sie von den "intrinsischen" AGB-Sternen zu unterscheiden, die den Kohlenstoff intern erzeugen. Viele dieser extrinsischen Kohlenstoffsterne leuchten nicht oder sind nicht cool genug, um ihren eigenen Kohlenstoff herzustellen. Dies war ein Rätsel, bis ihre binäre Natur entdeckt wurde.

Die rätselhaften Kohlenstoffsterne mit Wasserstoffmangel (HdC), die zur Spektralklasse C-Hd gehören, scheinen eine gewisse Beziehung zu R-Coronae-Borealis-Variablen (RCB) zu haben, sind aber selbst nicht variabel und haben keine bestimmte Infrarotstrahlung, typisch für RCB: s. Es sind nur fünf HdCs bekannt, und keiner ist als binär bekannt, ^[10] daher ist die Beziehung zu den nichtklassischen Kohlenstoffsternen nicht bekannt.

Andere weniger überzeugende Theorien wie CNO-Zyklus-Ungleichgewicht und Core-Helium-Flash wurden als Mechanismen für die Kohlenstoffanreicherung in der Atmosphäre kleinerer Kohlenstoffsterne vorgeschlagen.

Andere Eigenschaften [ edit ]

Optische Lichtabbildung des Kohlenstoffsterns VX Andromedae.

Die meisten klassischen Kohlenstoffsterne sind variable Sterne der variablen Typen mit langer Periode.

Beobachtung von Kohlenstoffsternen [ edit ]

Aufgrund der Unempfindlichkeit der Nachtsicht auf Rot und einer langsamen Anpassung der roten, empfindlichen Augenstäbe an das Licht der Sterne machen die Astronomen Helligkeit Schätzungen von roten variablen Sternen, insbesondere Kohlenstoffsternen, müssen wissen, wie mit dem Purkinje-Effekt umzugehen ist, um die Größe des beobachteten Sterns nicht zu unterschätzen.

Interstellare Kohlenstoffsämer [ edit ]

Aufgrund ihrer geringen Oberflächenbeschleunigung kann die Hälfte (oder mehr) der Gesamtmasse eines Kohlenstoffsterns durch Weg verloren gehen starke Sternwinde. Die Überreste des Sterns, kohlenstoffreicher "Staub" ähnlich wie Graphit, werden daher Teil des interstellaren Staubes. Es wird angenommen, dass dieser Staub ein wesentlicher Faktor für die Bereitstellung der Rohstoffe für die Erzeugung nachfolgender Generationen von Sternen und ihrer Planetensysteme ist. Das Material, das einen Kohlenstoffstern umgibt, kann ihn so weit bedecken, dass der Staub das gesamte sichtbare Licht absorbiert.

Andere Klassifikationen [ edit ]

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Andere Arten von Kohlenstoffsternen umfassen:

Siehe auch [ edit ]

• Bariumstern - Spektralklasse G bis K-Riesen, deren Spektren durch das Vorhandensein von einfach ionisiertem Barium ein Übermaß an s-Prozesselementen anzeigen
• Stern vom Typ S - Ein kühler Riese mit ungefähr gleichen Mengen an Kohlenstoff und Sauerstoff in seiner Atmosphäre
• Technetium-Stern - Stern, dessen Sternenspektrum Absorptionslinien für Technetium enthält
• Marc Aaronson, US-amerikanischer Astronom und bekannter Forscher von Kohlenstoffsternen [19659157] Proben:
  • R Leporis, Hinds Crimson Star: ein Beispiel für einen Kohlenstoffstern
  • IRC +10216, CW Leonis: der am meisten untersuchte Kohlenstoffstern und auch der hellste Stern am Himmel im N-Band
  • La Superba, Y Canum Venaticorum: einer der helleren Kohlenstoffsterne

  Referenzen [ edit ]

  1. ^ 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). "Bariumisotope in einzelnen präsolaren Siliciumcarbidkörnern des Murchison-Meteoriten". Geochimica et Cosmochimica Acta . 67 (17): 3201. Bibcode: 2003GeCoA..67.3201S. doi: 10.1016 / S0016-7037 (03) 00083-8.
  2. ^ Gottesman, S. (Frühjahr 2009). Msgstr "Klassifikation der Sternspektren: etwas Geschichte". AST2039-Materialien . 2012-03-21 .
  3. ^ Clowes, C. (25. Oktober 2003). "Kohlenstoffsterne". peripatus.gen.nz . Archiviert aus dem Original am 2012-02-05 . 2012-03-21 .
  4. ^ Keenan, P. C .; W. W. Morgan (1941). "Die Klassifizierung der roten Kohlenstoffsterne". The Astrophysical Journal . 94 : 501. Bibcode: 1941ApJ .... 94..501K. doi: 10.1086 / 144356.
  5. ^ Keenan, P. C. (1993). "Überarbeitete MK-Spektralklassifizierung der roten Kohlenstoffsterne". Veröffentlichungen der Astronomical Society of the Pacific . 105 : 905. Bibcode: 1993PASP..105..905K. doi: 10.1086 / 133252.
  6. ^ "Spectral Atlas of Carbon Stars" . 2012-03-21 .
  7. ^ Tanaka, M .; et al. (2007). "Nahinfrarotspektren von 29 Kohlenstoffsternen: Einfache Schätzungen der effektiven Temperatur". Veröffentlichungen der Astronomical Society of Japan . 59 (5): 939. Bibcode: 2007PASJ ... 59..939T. doi: 10.1093 / pasj / 59.5.939.
  8. ^ McClure, R. D .; Woodsworth, A. W. (1990). "Die binäre Natur der Barium- und CH-Sterne. III - Orbitalparameter". The Astrophysical Journal . 352 : 709. Bibcode: 1990ApJ ... 352..709M. doi: 10.1086 / 168573.
  9. ^ ^{a b} McClure, R. D. (1985). "Der Kohlenstoff und verwandte Sterne". Zeitschrift der Royal Astronomical Society of Canada . 79 : 277. Bibcode: 1985 JASC..79..277M
  10. ^ Clayton, G. C. (1996). "Die Coronae Borealis Stars". Veröffentlichungen der Astronomical Society of the Pacific . 108 : 225. Bibcode: 1996PASP..108..225C. Doi: 10.1086 / 133715.

  Externe Links [ edit ]