Вуглецева зоря

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук

Вуглеце́ва зоря́ — зоря пізнього спектрального класу, схожа з червоним гігантом (іноді з червоним карликом)[Джерело?], атмосфера якої складається більше з вуглецю, ніж з кисню; два елементи з'єднуються у верхніх шарах зорі, формуючи монооксид вуглецю, що споживає весь кисень атмосфери, залишаючи атоми вуглецю вільними та здатними утворювати інші сполуки. Надлишок сполук вуглецю надає «темнуватої», "запиленої" атмосфери, що деколи робить зорю невидимою у частині спектру та надає їй червоногокольору різних відтінків.

У ординарних зорях (таких, як Сонце) атмосфера має більше кисню, ніж вуглецю, а тому вони не мають характеристик вуглецевої зорі.

Вуглецеві зорі мають особливі спектральні характеристики і були вперше класифіковані за спектром італійським астрономом Анджело Секі, піонером астрономічної спектроскопії, у 1860-х роках[1].

Значна частина вуглецевих зір є довгоперіодичними змінними.

Класифікація вуглецевих зір[ред.ред. код]

У 1993 році Пилипом Кінаном була надрукована переглянута класифікація Моргана-Кінана, яка визначила такі класи вуглецевих зір: C-N, C-R та C-H; пізніше до них були додані класи C-J та C-Hd[2]. У таблиці наводиться сучасна класифікація[3]:

Клас Спектр Популяція MV Теорія
формування
Діапазон
температур (K)[4]
Приклади Кількість
відомих
класичні вуглецеві зорі
C-R: раніше — клас R у Гарвардській класифікації: все ще видимі у синьому кінці спектру, сильні ізотопні смуги, відсутня посилена лінія барію популяція I середнього диску 0 червоні гіганти? 5100-2800 S Cam ~25
C-N: раніше — клас N у Гарвардській класифікації: сильне розсіювання та поглинання синього кінця спектру, деколи у синьому невидимі, елементи s-процесу підсилені на фоні сонячного надміру, слабкі ізотопні смуги популяція I тонкого диску -2.2 AGB 3100-2600 R Lep ~90
некласичні вуглецеві зорі
C-J: дуже сильні ізотопні смуги C2 та CN невідомо невідомо невідомо 3900-2800 Y CVn ~20
C-H: дуже сильне поглинання CH популяція II гало -1.8 яскраві гіганти, передача мас (всі C-H є подвійними зорями[5]) 5000-4100 V Ari, TT CVn ~20
C-Hd: слабкі або відсутні смуги водню та CH популяція I тонкого диску -3.5 невідомо ? HD 137613 ~7

Приклади[ред.ред. код]

  • R Зайця, «малинова зоря Гайнда»
  • IRC +10216 або CW Лева, найбільш вивчена вуглецева зоря, та найяскравіша зоря небосхилу у N-смузі
  • Y Гончих Псів, або «Ла Суперба», ще одна яскрава вуглецева зоря

Див. також[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]

  1. Gottesman, S. (Spring 2009). Classification of Stellar Spectra: Some History. AST2039 Materials. Процитовано 2012-03-21. 
  2. Keenan, P. C. (1993). Revised MK Spectral Classification of the Red Carbon Stars. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 105. с. 905. Bibcode:1993PASP..105..905K. doi:10.1086/133252. 
  3. Spectral Atlas of Carbon Stars. Процитовано 2012-03-21. 
  4. Tanaka, M. (2007). Near-Infrared Spectra of 29 Carbon Stars: Simple Estimates of Effective Temperature. Publications of the Astronomical Society of Japan 59. с. 939. Bibcode:2007PASJ...59..939T. doi:10.1093/pasj/59.5.939. 
  5. McClure, R. D.; Woodsworth, A. W. (1990). The Binary Nature of the Barium and CH Stars. III – Orbital Parameters. The Astrophysical Journal 352. с. 709. Bibcode:1990ApJ...352..709M. doi:10.1086/168573. 

Джерела[ред.ред. код]

Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.