Диаграмма герцшпрунга-рассела: главная последовательность звёзд, исключения из неё, теория скользящей эволюции звёзд

Примечания

Комментарии

1. поскольку W Ориона присутствует в списке из 17 звезд во второй публикации Секки и по координатам ближе всего к звезде из первой его работы

Источники

1. McCarthy, M. F. Angelo Secchi and the Discovery of Carbon Stars (англ.) // The MK Process at 50 Years. ASP Conference Series, vol. 60. — 1994. — P. 224—232. — Bibcode: 1994ASPC…60..224M.
2. Углеродные и относящиеся к ним звёзды (англ.)  (Дата обращения: 3 июля 2008)
3. Maurizio Salaris. Evolution of stars and stellar populations. — Chichester, West Sussex, England ; Hoboken, NJ, USA : J. Wiley, 2005. — С. 191—193. — 402 с. — ISBN 978-0-470-09219-4, 978-0-470-09220-0.
4. R. McClure, Journal of the Royals Astronomical Society of Canada, vol 79, pp. 277—293, Dec. 1985
5. Классификация звёздного спектра: некоторая история (англ.)  (Дата обращения: 3 июля 2008)
6. Carbon Stars (Peripatus.gen) Архивировано 5 февраля 2012 года. (англ.)  (Дата обращения: 3 июля 2008)
7. Классификация красных углеродных звёзд. Keenan, Philip C.; Morgan, W. W. (англ.)  (Дата обращения: 3 июля 2008)
8. Пересмотренная спектральная MK классификация красных углеродных звёзд — Keenan, Philip C. (англ.)  (Дата обращения: 3 июля 2008)
9. Спектральный атлас углеродных звёзд (Barnbaum+ 1996) Архивная копия от 19 мая 2009 на Wayback Machine (англ.)  (Дата обращения: 3 июля 2008)
10. Абсолютная видимая звёздная величина
11. Двойная природа бариевых и углеродно-водородных звёзд. III — орбитальные параметры, McClure, R.D.; Woodsworth, A. W., 1990 (англ.)  (Дата обращения: 3 июля 2008)

ТОП самых больших в мире звезд

Звезды – это огромные шары горящей плазмы. Тем не менее, все, кроме Солнца, выглядят как крошечные точки света на небе. Наше Солнце не самая большая или самая маленькая звезда во Вселенной.

Оно называется желтый карлик. Оно намного больше, чем все планеты вместе взятые, но даже не среднего размера по меркам всех звезд. Их много гораздо массивнее и больше Солнца. Некоторые больше, потому что они развивались таким образом с момента их образования. Другие больше, потому что они стареют и расширяются с возрастом.

UY Щита

Ярко-красная супергигантская звезда, которая находится в созвездии Щита и в настоящее время считается самой большой звездой в галактике Млечный Путь.

Немецкие астрономы первоначально обнаружили эту звезду в Боннской обсерватории в 1860 году, но только когда астрономы наблюдали UY Щита через телескоп в пустыне Атакама в Чили в 2012 году, истинный размер звезды стал хорошо задокументирован.

После этого открытия UY Щита был официально назван самой большой известной звездой в галактике, превосходя прежних рекордсменов, таких как Бетельгейзе и VY Большого Пса.

Если бы UY Щита поменяется местами с нашим Солнцем, то звезда поглотила бы всю орбиту Юпитера, поглотив Солнце, первые пять планет нашей Солнечной системы и пояс астероидов.

Бетельгейзе

Известно, что Бетельгейзе легко увидеть в ночном небе Земли с октября по март. Известно, что у него радиус в тысячу раз больше радиуса нашего Солнца, и он является самым известным из красных сверхгигантов. Частично это связано с тем фактом, что Бетельгейзе находится на расстоянии примерно 640 световых лет от Земли по сравнению с другими звездами в этом списке.

Кроме того, он находится, пожалуй, в самом известном из всех созвездий, Орион. Эта массивная звезда находится где-то между 950 и 1200 солнечными радиусами и, как ожидается, в любое время превратится в сверхновую.

VY Большого Пса

Этот красный гипергигант – одна из самых больших известных звезд в нашей галактике. Предполагаемый радиус от 1800 до 2100 раз больше радиуса Солнца.

VV Цефея

Эта звезда расположена в направлении созвездия Цефея, примерно в 6000 световых лет от Земли. Это красная гипергигантная звезда, примерно в тысячу раз превышающая радиус Солнца.

На самом деле это часть двойной звездной системы; его спутник – маленькая голубая звезда. Два орбиты друг друга в сложном танце. На этой звезде не было обнаружено никаких планет. А в названии звезды присвоено самой большой из пары, и теперь она известна как одна из самых больших таких звезд в Млечном Пути.

Мю Цефея

Этот красный супергигант примерно в 1650 раз больше радиуса нашего Солнца. Это также одна из самых ярких звезд в галактике Млечный Путь, яркость Солнца в которой в 38 000 раз больше.

У этого также есть прозвище «Звезда Граната Гершеля» из-за его довольно красноватого цвета.

V838 Единорога

Эта красная переменная звезда, расположенная в направлении созвездия Единорога, находится на расстоянии около 20000 световых лет от Земли. Из-за удаленности от Солнца ее фактический размер трудно определить.

Кроме того, он пульсирует в размерах, и после его последней вспышки в 2009 году его видимый размер был меньше. Поэтому диапазон обычно дается от 380 до 1970 солнечных радиусов.

V354 Цефея

Этот красный гипергигант, немного меньший, чем WOH G64, имеет 1520 радиусов Солнца. V354 Цефея находится в созвездии Цефея, на расстоянии около 9000 световых лет от Земли. Это нерегулярная переменная, что означает, что она пульсирует по несколько ошибочному графику.

RW Цефея

Эта звезда может показаться не такой уж большой в своем районе, но в нашей галактике или поблизости не так много других, которые могли бы соперничать с ней.

Радиус этого красного супергиганта составляет около 1600 солнечных радиусов. Если бы оно было на месте нашего Солнца, его внешняя атмосфера простиралась бы за орбиту Юпитера.

KY Лебедя

Звезда в 1420 раз больше радиуса Солнца, но по некоторым оценкам он больше похож на 2850 радиусов Солнца. Это, вероятно, ближе к меньшему размеру.

Он расположен примерно в 5000 световых лет от Земли в созвездии Лебедя. К сожалению, в настоящее время для этой звезды нет хорошего изображения.

Спектры

Эшелле спектры углеродной звезды UU Возничего.

По определению углеродные звезды имеют доминирующую спектральную Лебединые группы из молекулы C₂. Многие другие углеродные соединения могут присутствовать в высоких концентрациях, например, CH, CN (циан ), C₃ и SiC₂. Углерод образуется в ядре и циркулирует в его верхних слоях, резко меняя состав слоев. Помимо углерода, S-процесс такие элементы, как барий, технеций, и цирконий образуются в снарядах и «выкапываются» на поверхность.

Когда астрономы разработали спектральная классификация Что касается углеродных звезд, то у них были значительные трудности при попытке сопоставить спектры с эффективными температурами звезд. Проблема заключалась в том, что весь атмосферный углерод скрывает линии поглощения, обычно используемые в качестве индикаторов температуры для звезд.

Углеродные звезды также показывают богатый спектр молекулярных линий на миллиметровых длинах волн и субмиллиметровые длины волн. В углеродной звезде CW Леонис более 50 различных околозвездные молекулы были обнаружены. Эта звезда часто используется для поиска новых околозвездных молекул.

Secchi

Углеродные звезды были открыты еще в 1860-х годах, когда пионер спектральной классификации Анджело Секки воздвиг для углеродных звезд, которые в конце 1890-х были реклассифицированы как звезды класса N.

Гарвард

Используя эту новую гарвардскую классификацию, класс N был позже расширен классом R для менее ярко-красных звезд, разделяющих характерные углеродные полосы спектра. Более поздняя корреляция этой схемы R-N с обычными спектрами показала, что последовательность R-N примерно параллельна c: от G7 до M10 в отношении температуры звезды.

МК-типа	R0	R3	R5	R8	Na	Nb
гигантский эквивалент.	G7-G8	К1-К2	~ К2-К3	К5-М0	~ М2-М3	М3-М4
Тэфф	4300	3900	~3700	3450	—	—

Система Моргана – Кинана C

Более поздние классы N менее хорошо соответствуют аналогичным типам M, потому что Гарвардская классификация лишь частично основана на температуре, но также и на содержании углерода; так что вскоре стало ясно, что такая классификация углеродных звезд была неполной. Вместо этого была возведена новая двойная звезда класса C, чтобы иметь дело с температурой и изобилием углерода. Такой спектр, измеренный для Y Canum Venaticorum, был определен как C5₄, где 5 относится к характеристикам, зависящим от температуры, а 4 — к прочности C₂ Лебединые полосы в спектре. (C5₄ очень часто альтернативно пишется C5,4). Эта классификация системы C Моргана – Кинана заменила старые классификации R-N 1960–1993 годов.

МК-типа	C0	C1	C2	C3	C4	C5	C6	C7
гигантский эквивалент.	G4-G6	G7-G8	G9-K0	К1-К2	К3-К4	К5-М0	М1-М2	М3-М4
Тэфф	4500	4300	4100	3900	3650	3450	—	—

Пересмотренная система Моргана – Кинана

Двумерная классификация C по Моргану – Кинану не оправдала ожиданий создателей:

1. не удалось соотнести с измерениями температуры на основе инфракрасного излучения,
2. изначально будучи двумерным, он вскоре был дополнен суффиксами CH, CN, j и другими особенностями, что сделало его непрактичным для массового анализа популяций углеродных звезд чужих галактик.
3. и постепенно выяснилось, что старые R- и N-звезды на самом деле были двумя различными типами углеродных звезд, имеющих реальное астрофизическое значение.

Новая пересмотренная классификация Моргана – Кинана была опубликована в 1993 г. Филип Кинан, определяя классы: C-N, C-R и C-H. Позже были добавлены классы C-J и C-Hd. Это составляет установленную систему классификации, используемую сегодня.

учебный класс	спектр	численность населения	MV	теория	температура диапазон (К)	Примеры)	# известен
классические углеродные звезды
C-R:	возрождается старый гарвардский класс R: все еще видны в синем конце спектра, сильные изотопные полосы, нет усиленных Ба линия	средний диск поп I	красные гиганты?	5100-2800	Мошенничество	~25
C-N:	возродился старый Гарвардский класс N: сильное диффузное синее поглощение, иногда невидимое синим, элементы s-процесса, усиленные по сравнению с солнечным содержанием, слабые изотопные полосы	тонкий диск поп я	-2.2	AGB	3100-2600	R Lep	~90
неклассические углеродные звезды
CJ:	очень сильные изотопические полосы C2 и CN	неизвестный	неизвестный	неизвестный	3900-2800	Y CVn	~20
C-H:	очень сильное поглощение CH	гало поп II	-1.8	яркие гиганты, массоперенос (все C-H: s бинарные )	5000-4100	В Ари, TT CVn	~20
C-Hd:	линии водорода и полосы CH слабые или отсутствуют	тонкий диск поп я	-3.5	неизвестный	?	HD 137613	~7

История параллельного открытия

Диаграмма звездной системы была не первым открытием, совершенным почти одновременно двумя учеными из разных частей света. Датчанин Герцшпрунг создал свой вариант диаграммы в 1905 году и опубликовал его в немецком журнале, посвященном технике фотографии. Аудитория этого печатного издания была невелика, поэтому о его открытии всему научному сообществу стало известно только в 1930-х годах, после чего его фамилия появилась рядом с коллегой.

Эйнар Герцшпрунг (справа) и Карл Шварцшильд (слева) в профессорских одеяниях около Гёттингенской обсерватории (1909)

Почти одновременно с Гецшпрунгом, в 1909 году, американец Рассел создал свою диаграмму, посвященную закономерностям развития звезд в космическом пространстве. Долгое время диаграмма назвалась только его именем.

Генри Норрис Рассел

Оба ученых, независимо друг от друга, выстроили систему координат, в которой на горизонтальной оси отмечались показания температуры звезд, а по вертикальной – сила их свечения. Неравномерное построение графика помогло астрономам увидеть закономерности в образовании и существовании разных типов светил.

«Самоубийство» астероида

Космический телескоп «Хаббл» недавно стал очевидцем очень редкого космического явления — спонтанного разрушения астероида. Обычно к такому стечению обстоятельств приводят космические столкновения или же слишком близкое приближение к более крупным космическим телам. Однако разрушение астероида P/2013 R3 под воздействием солнечного света оказалось для астрономов несколько неожиданным явлением. Нарастающее воздействие солнечного ветра привело к вращению R3. В какой-то момент это вращение достигло критической точки и разломило астероид на 10 крупных кусков весом около 200 000 тонн. Неторопливо отдаляющиеся друг от друга со скоростью 1,5 километра в секунду куски астероида выбросили невероятное количество мелких частиц.

Главная последовательность звезд

К 20 веку астрономы, изучая космическое пространство, все больше получали информации о звездах. К этому времени было известно достаточно много о типах этих объектов, их светимости, расстоянии, температуре. Созревала необходимость упорядочить классификацию звезд, которые наблюдаются во Вселенной. Это успешно сделали двое ученых, проживающих на разных континентах. Датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский ученый Генри Рассел в разное время создали одно и тоже, даже не зная об этом. Это была диаграмма, которую сегодня в честь обеих ученых называют диаграммой Герцшпрунга—Рассела (ГР). Диаграмма ГР представляет собой график. Его вертикальная ось указывает на светимость, а горизонтальная – на температуру поверхности звезды.

Чем выше была температура, тем звезда находилась левее. Расположение на диаграмме объекта не было случайным. Учитывая соотношение спектра и светимости, звезды были поделены на три последовательности. С левого верхнего угла до нижнего правого расположились звезды главной последовательности. Практически все светила оказываются на этой линии после того, как полностью сформируются. Исключение – субкарлики. С одной стороны, они похожи на звезды главной последовательности, так как выделяют энергию в результате горения водорода, но с другой – их светимость гораздо меньше. В их составе незначительное количество тяжелых элементов, соответственно они имеют небольшой размер. 

Главная последовательность имеет достаточно большое количество густо расположенных объектов. Здесь звезда находится примерно 90% времени всей своей жизни. В середине этой линии расположилось и Солнце.

Абсолютно все представители главной последовательности обладают горячим ядром с высокой плотностью. В нем в ходе термоядерных реакций происходит сгорание водорода и его превращение в гелий. После того как процесс горения водорода прекращается, пребывание звезды на этой линии тоже заканчивается.

На втором месте после главной последовательности идут красные гиганты и сверхгиганты. Это яркие светила с достаточно большой массой и светимостью. Расположены они в верхней правой части диаграммы. Их температура варьируется от 3000 до 5000 С. Красные гиганты и сверхгиганты – это то, во что превращаются светила после главной последовательности, то есть ближе к концу своей жизни.

Слева внизу на диаграмме находятся белые карлики.Их диаметр небольшой, но температура высокая. Белые карлики лишены всех источников энергии, они постепенно остывают и становятся темными и невидимыми.

В 2018 году открыли самую далекую звезду главной последовательности – Икар. От Земного шара она отдалена на 9 млрд. световых лет.

Рождение звезд

Как известно, звезды образуются из межзвездных газовых облаков, находящихся в большинстве своем в галактическом диске. Тем не менее, детально этот процесс образования звезды осмыслен еще не до конца.

В частности, еще неясно, какие явления могут приводить к концентрации газа в облаке, после которой начинается образование новой звезды – в космосе, как известно, вакуум, соответственно “толкотни” между молекулами не наблюдается. Отчего в один прекрасный момент гигантские, растянутые на световые года облака “космической пыли” вдруг начинают уплотнятся и формировать звезды? Хороший вопрос!

Диаграмма Герцшпрунга — Рессела: Шкала эволюции звезд

Один из самых интересных ответов на этот вопрос, предложенных астрономами, предполагает взрыв сверхновой недалеко от облака пыли. Действительно, взрыв порождает ударные волны, которые сжимают, газ, что приводит к необходимой его концентрации в самой плотной области облака.

С увеличением концентрации температура в центре облака поднимается, и протозвезда становится источником инфракрасного излучения. Когда температура достаточно высока, водород начинает гореть. Процесс уплотнения заканчивается, а звезда на диаграмме Герцшпрунга — Рессела оказывается на главной последовательности.

С этого момента звезда на очень продолжительный период стабилизируется и проводит в этом состоянии около 90% своей жизни, в зависимости от массы.

Та, звезда солнечной массы остается на главной последовательности около 10 млрд. лет, а звезда на порядок большей массы — лишь 300 млн. лет.

Второй этап — тепловая неустойчивость

Каков же механизм превращения газа в звезду? Если бы здесь был сэр Максвелл, он сказал бы, что однородный газ будет находиться в состоянии неустойчивого теплового равновесия, а значит, в нем неизбежно будут появляться как плотные области (сгущения), так и более разреженные. Хотя область и называется плотной, это название весьма условно, поскольку газ в ней не так уж и плотен: буквально несколько десятков атомов в одном кубическом сантиметре. Сгущения в газе называются газовыми облаками, и мы наблюдаем их как туманности. Газовые облака двигаются, причем средняя их скорость составляет 8 км/с, а самые шустрые разгоняются до 80 км/с. И это не опечатка! Огромная масса газа диаметром в несколько парсек (1пк = 3,26 св. лет или 30 тысяч миллиардов километров) несется по гораздо более разреженной среде со скоростью, превышающей скорость наших космических кораблей. А так как в Галактике очень много таких облаков, то в один прекрасный момент (в галактических масштабах этот момент длится несколько тысяч лет) одно газовое облако сталкивается с другим. Возникшая от этого столкновения ударная волна заставляет газ в столкнувшихся облаках сильно уплотниться, давая начало следующему этапу рождения звезды.

Наука

Как спят слоны?

https://youtube.com/watch?v=8FT3TvLvatc

Спектры

Эшелле спектры углеродной звезды UU Возничего.

По определению углеродные звезды имеют доминирующую спектральную Лебединые группы из молекулы C₂. Многие другие углеродные соединения могут присутствовать в высоких концентрациях, например, CH, CN (циан ), C₃ и SiC₂. Углерод образуется в ядре и циркулирует в его верхних слоях, резко меняя состав слоев. Помимо углерода, S-процесс такие элементы, как барий, технеций, и цирконий образуются в снарядах и «выкапываются» на поверхность.

Когда астрономы разработали спектральная классификация Что касается углеродных звезд, то у них были значительные трудности при попытке сопоставить спектры с эффективными температурами звезд. Проблема заключалась в том, что весь атмосферный углерод скрывает линии поглощения, обычно используемые в качестве индикаторов температуры для звезд.

Углеродные звезды также показывают богатый спектр молекулярных линий на миллиметровых длинах волн и субмиллиметровые длины волн. В углеродной звезде CW Леонис более 50 различных околозвездные молекулы были обнаружены. Эта звезда часто используется для поиска новых околозвездных молекул.

Secchi

Углеродные звезды были открыты еще в 1860-х годах, когда пионер спектральной классификации Анджело Секки воздвиг для углеродных звезд, которые в конце 1890-х были реклассифицированы как звезды класса N.

Гарвард

Используя эту новую гарвардскую классификацию, класс N был позже расширен классом R для менее ярко-красных звезд, разделяющих характерные углеродные полосы спектра. Более поздняя корреляция этой схемы R-N с обычными спектрами показала, что последовательность R-N примерно параллельна c: от G7 до M10 в отношении температуры звезды.

МК-типа	R0	R3	R5	R8	Na	Nb
гигантский эквивалент.	G7-G8	К1-К2	~ К2-К3	К5-М0	~ М2-М3	М3-М4
Тэфф	4300	3900	~3700	3450	—	—

Система Моргана – Кинана C

Более поздние классы N менее хорошо соответствуют аналогичным типам M, потому что Гарвардская классификация лишь частично основана на температуре, но также и на содержании углерода; так что вскоре стало ясно, что такая классификация углеродных звезд была неполной. Вместо этого была возведена новая двойная звезда класса C, чтобы иметь дело с температурой и изобилием углерода. Такой спектр, измеренный для Y Canum Venaticorum, был определен как C5₄, где 5 относится к характеристикам, зависящим от температуры, а 4 — к прочности C₂ Лебединые полосы в спектре. (C5₄ очень часто альтернативно пишется C5,4). Эта классификация системы C Моргана – Кинана заменила старые классификации R-N 1960–1993 годов.

МК-типа	C0	C1	C2	C3	C4	C5	C6	C7
гигантский эквивалент.	G4-G6	G7-G8	G9-K0	К1-К2	К3-К4	К5-М0	М1-М2	М3-М4
Тэфф	4500	4300	4100	3900	3650	3450	—	—

Пересмотренная система Моргана – Кинана

Двумерная классификация C по Моргану – Кинану не оправдала ожиданий создателей:

1. не удалось соотнести с измерениями температуры на основе инфракрасного излучения,
2. изначально будучи двумерным, он вскоре был дополнен суффиксами CH, CN, j и другими особенностями, что сделало его непрактичным для массового анализа популяций углеродных звезд чужих галактик.
3. и постепенно выяснилось, что старые R- и N-звезды на самом деле были двумя различными типами углеродных звезд, имеющих реальное астрофизическое значение.

Новая пересмотренная классификация Моргана – Кинана была опубликована в 1993 г. Филип Кинан, определяя классы: C-N, C-R и C-H. Позже были добавлены классы C-J и C-Hd. Это составляет установленную систему классификации, используемую сегодня.

учебный класс	спектр	численность населения	MV	теория	температура диапазон (К)	Примеры)	# известен
классические углеродные звезды
C-R:	возрождается старый гарвардский класс R: все еще видны в синем конце спектра, сильные изотопные полосы, нет усиленных Ба линия	средний диск поп I	красные гиганты?	5100-2800	Мошенничество	~25
C-N:	возродился старый Гарвардский класс N: сильное диффузное синее поглощение, иногда невидимое синим, элементы s-процесса, усиленные по сравнению с солнечным содержанием, слабые изотопные полосы	тонкий диск поп я	-2.2	AGB	3100-2600	R Lep	~90
неклассические углеродные звезды
CJ:	очень сильные изотопические полосы C2 и CN	неизвестный	неизвестный	неизвестный	3900-2800	Y CVn	~20
C-H:	очень сильное поглощение CH	гало поп II	-1.8	яркие гиганты, массоперенос (все C-H: s бинарные )	5000-4100	В Ари, TT CVn	~20
C-Hd:	линии водорода и полосы CH слабые или отсутствуют	тонкий диск поп я	-3.5	неизвестный	?	HD 137613	~7

Сириус

Красивейшая звезда из созвездия Большого Пса расположена от нас на расстоянии 8,6 световых лет и является самой яркой звездой на небесном небосклоне. Его масса равна 2?, радиус — 1,7?, а светимость в 25 раз выше нашего ?.

В истории Человечества Сириус всегда играл очень важную роль. Звезда помогала морякам ориентироваться в открытом море, древние египтяне и шумеры поселили на ней своих главных богов, казахи долгое время определяли по звезде смену времен года, африканское племя догонов и в нашем современном мире поклоняются звезде, как божеству.

Естественный звездный комплекс Сириус, совершая путешествие по Вселенной, приближается к Солнечной системе со скоростью 7,6 км в секунду, и поэтому видимая яркость звезды со временем будет увеличиваться.

Ученые спрогнозировали, что через 660 млн лет Сириус превратится в красного карлика, а затем, по истечении определенного времени сбросит пылевую оболочку и станет белым карликом.

14

Химические свойства углерода

Углерод обладает низкой реакционной способностью и из галогенов реагирует только со фтором:

С + 2F₂ = CF₄.

При нагревании взаимодействует с кислородом, образуя оксиды СО и СО₂:

2С + О₂ = 2СО;

С + О₂ = СО₂.

Взаимодействие с другими неметаллами

Реагирует с серой:

С + 2S = CS₂.

Не взаимодействует с азотом и фосфором.

Углерод взаимодействует с водородом и кремнием в присутствии никелевого катализатора:

C + Si = SiC;

C + 2H₂ = CH₄.

Способен взаимодействовать с металлами, образуя карбиды:

Ca + 2C = CaC₂.

При пропускании водяных паров через раскаленный уголь образуется оксид углерода (II) и водород:

C + H₂O = CO + H₂.

Восстановительные свойства

Углерод способен восстанавливать многие металлы из их оксидов (карботермия):

2ZnO + C = 2Zn + CO₂.

Концентрированные серная и азотная кислоты при нагревании окисляют углерод до оксида углерода (IV):

C + 2H₂SO₄ = CO₂ + 2SO₂ + 2H₂O;

C + 4HNO₃ = CO₂ + 4NO₂ + 2H₂O.

Другие характеристики

Изображение углеродной звезды VX Andromedae в оптическом свете.

Большинство классических углеродных звезд переменные звезды из переменная с длинным периодом типы.

Наблюдение за углеродными звездами

Из-за нечувствительности ночного видения к красному цвету и медленной адаптации чувствительности к красному. стержни для глаз к свету звезд, астрономы делают величина оценки красного переменные звезды, особенно углеродные звезды, должны знать, как бороться с Эффект Пуркинье чтобы не недооценивать звездную величину наблюдаемой звезды.

Генерация межзвездной пыли

Благодаря низкой поверхности сила тяжести, половина (или более) общей массы углеродной звезды может быть потеряна из-за мощного звездные ветры. Остатки звезды, богатая углеродом «пыль», похожая на графит, поэтому стать частью межзвездная пыль. Эта пыль считается важным фактором в обеспечении сырье для создания последующих поколений звезд и их планетных систем. Материал, окружающий углеродную звезду, может покрывать ее до такой степени, что пыль поглощает весь видимый свет.

Рекомендации

1. Гигантская звезда, вход в Энциклопедия астрономии, изд. Патрик Мур, Нью-Йорк: Издательство Оксфордского университета, 2002. ISBN  0-19-521833-7.
2. ^ гигант, вход в Факты в файловом словаре астрономии, изд. Джон Дейнтит и Уильям Гулд, Нью-Йорк: Факты в файле, Inc., 5-е изд., 2006. ISBN  0-8160-5998-5.
3. Гигантская звезда, вход в Кембриджский астрономический словарь, Жаклин Миттон, Кембридж: Издательство Кембриджского университета, 2001. ISBN  0-521-80045-5.
4. ^ Эволюция звезд и звездных популяций, Маурицио Саларис и Санти Кассизи, Чичестер, Великобритания: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN  0-470-09219-X.
5. ^

Астрофизические механизмы

Углеродные звезды можно объяснить более чем одним астрофизическим механизмом. Классические углеродные звезды отличаются от неклассический по массе, причем классические углеродные звезды более массивны.

в классические углеродные звезды, принадлежащие к современным спектральные классы C-R и C-N, количество углерода считается продуктом синтез гелия в частности тройной альфа-процесс внутри звезды, которую гиганты достигают ближе к концу своей жизни в асимптотическая ветвь гигантов (AGB). Эти продукты термоядерного синтеза были доставлены на поверхность звезды эпизодами конвекция (так называемый третий дноуглубление ) после изготовления углерода и других продуктов. Обычно такая углеродная звезда AGB плавит водород в водородной оболочке, но в эпизодах, разделенных 104-105 лет звезда превращается в горящий гелий в оболочке, а синтез водорода временно прекращается. В этой фазе яркость звезды повышается, и материал изнутри звезды (особенно углерод) перемещается вверх. Поскольку светимость увеличивается, звезда расширяется, так что синтез гелия прекращается и горение водородной оболочки возобновляется. Во время этих гелиевые вспышки, потеря массы звезды значительна, и после многих вспышек гелиевых оболочек звезда AGB превращается в горячую белый Гном и его атмосфера становится материальной для планетарная туманность.

В неклассический виды углеродных звезд, принадлежащих к типам C-J и C-H, считаются двойные звезды, где одна звезда считается гигантской звездой (или иногда красный карлик ) а другой белый Гном. В настоящее время наблюдаемая звезда представляет собой гигантскую звезду, образованную богатым углеродом материалом, когда она еще была главная последовательность звезда от своего компаньона (то есть звезды, которая сейчас является белым карликом), когда последний еще был классической углеродной звездой. Эта фаза звездная эволюция относительно коротка, и большинство таких звезд в конечном итоге превращаются в белые карлики. Эти системы сейчас наблюдаются сравнительно долгое время после массообмен событие, поэтому дополнительный углерод, наблюдаемый в нынешнем красном гиганте, не образовался внутри этой звезды. Этот сценарий также считается источником бариевые звезды, которые также характеризуются сильными спектральными особенностями молекул углерода и бария ( элемент s-процесса ). Иногда звезды, у которых избыток углерода возник в результате этого массопереноса, называют «внешними» углеродными звездами, чтобы отличить их от «внутренних» звезд AGB, которые производят углерод внутренне. Многие из этих внешних углеродных звезд не обладают достаточной яркостью или холодностью, чтобы образовать собственный углерод, что было загадкой, пока не была обнаружена их двойная природа.

Загадочный углеродные звезды с дефицитом водорода (HdC), принадлежащий к спектральному классу C-Hd, кажется, имеет некоторое отношение к Переменные R Coronae Borealis (RCB), но сами по себе не изменчивы и не имеют определенного инфракрасный излучение типичное для RCB: s. Известно только пять HdC: s, и ни один из них не известен как двоичный, поэтому связь с неклассическими углеродными звездами неизвестна.

Другие менее убедительные теории, такие как Цикл CNO дисбаланс и основная гелиевая вспышка также были предложены как механизмы обогащения углерода в атмосферах более мелких углеродных звезд.