Вуглецеві зорі
 | Ця стаття має кілька недоліків. Будь ласка, допоможіть удосконалити її або обговоріть ці проблеми на сторінці обговорення.
|
Вуглеце́ві зорі́ — зорі пізніх спектральних класів, подібні до червоних гігантів, іноді до червоних карликів[джерело?], атмосфери яких містять більше вуглецю, а ніж 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 червоного кольору різних відтінків.
У звичайних зорях, наприклад таких, як Сонце, атмосфера містить більше кисню, ніж вуглецю, а тому вони не мають характеристик вуглецевих зірок.
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
У 1993 році Філіпом 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
- R Зайця, «малинова зоря Гайнда»
- IRC +10216 або CW Лева, найкраще вивчена вуглецева зоря, та найяскравіша зоря небосхилу у N-смузі
- Y Гончих Псів, або «Ла Суперба», яскрава вуглецева зоря
Див. також
Примітки
- ↑ Gottesman, S. (Spring 2009). Classification of Stellar Spectra: Some History. AST2039 Materials. Процитовано 21 березня 2012.
- ↑ 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 ін. (2007). Near-Infrared Spectra of 29 Carbon Stars: Simple Estimates of Effective Temperature. Publications of the Astronomical Society of Japan. 59: 939. 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.
Джерела
|
Це незавершена стаття з астрономії. Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її. |
