Étoile de carbone

Une étoile de carbone de est un type en retard étoile géante semblable à l'étoile rouge des géants (ou de temps en temps le nain rouge ) dont l'atmosphère contient plus de carbone que l'oxygène ; les deux éléments combinent dans les couches supérieures de l'étoile, formant l'oxyde de carbone , qui consomme tout l'oxygène dans l'atmosphère, laissant des atomes de carbone libres pour former d'autres composés de carbone, donnant à l'étoile un " ; sooty" ; l'atmosphère, et un aspect de façon saisissante rouge aux observateurs humains.

Les caractéristiques spectrales du de ces étoiles sont tout à fait distinctives, et elles ont été identifiées la première fois par leurs spectres par le Angelo Secchi dans le &mdash de 1860s ; un temps pilote en spectroscopie astronomique . Dans le " ; normal" ; les étoiles (telles que le Sun ), l'atmosphère est plus riche en oxygène que le carbone.

Mécanismes astrophysiques

Des étoiles de carbone sont expliquées par plus d'un mécanisme astrophysique. McClure distingue les étoiles classiques de carbone de , et tout autre non-classical ceux qui sont moins massif.

Dans les étoiles classiques de carbone de , l'abondance de carbone est vraisemblablement un produit de la fusion , spécifiquement le processus d'hélium de de Triple-alpha de dans une étoile, que les géants atteignent vers la fin de leurs vies dans la branche géante asymptotique (AGB) de soi-disant . Ces produits de fusion ont été apportés à la surface stellaire par des épisodes de la convection après le carbone et d'autres produits ont été faits. Normalement ce genre d'étoile de carbone d'AGB fond l'hydrogène dans une coquille de combustion hydrogène, mais dans les épisodes séparés par les années 10⁴-10⁵, l'étoile transforme à l'hélium brûlant dans une coquille, alors que la fusion d'hydrogène cesse temporairement. Dans cette phase, la luminosité de l'étoile monte, et le matériel de l'intérieur de l'étoile (notamment carbone) se relève. Puisque la luminosité monte, l'étoile augmente de sorte que la fusion d'hélium cesse, et les relancements de burning de coquille d'hydrogène. Pendant ces flashes d'hélium de coquille de , la perte de masse de l'étoile est significative, et après beaucoup écosse des flashes d'hélium, une étoile d'AGB est transformée en nain blanc chaud et son atmosphère devient matérielle pour une nébuleuse planétaire .

On pense que les genres non-classical du d'étoiles de carbone sont les étoiles binaires où on observe une étoile pour être une étoile géante (ou de temps en temps un nain rouge ) et l'autre un nain blanc . L'étoile actuellement observée pour être une étoile géante s'est accrue matériel carbone-riche quand c'était toujours une étoile de séquence principale du de son compagnon (c'est-à-dire, l'étoile qui est maintenant le nain blanc) quand ce dernier était toujours une étoile classique de carbone. Cette phase de l'évolution stellaire est relativement brève, et la plupart des telles étoiles finissent finalement vers le haut en tant que nains blancs. Nous voyons maintenant ces systèmes un temps comparativement long après l'événement du transfert de masse , ainsi le carbone supplémentaire observé dans le géant rouge actuel n'a pas été produit dans cette étoile. Ce scénario est également accepté pendant que l'origine du baryum de tient le premier rôle , qui sont également caractérisés en tant qu'ayant les dispositifs spectraux forts des molécules de carbone et du baryum (un élément de S-processus de ). Parfois les étoiles dont le carbone excessif est venu de ce transfert de masse s'appellent le " ; extrinsic" ; le carbone se tient le premier rôle pour les distinguer du " ; intrinsic" ; Étoiles d'AGB qui produisent le carbone intérieurement. Plusieurs de ces étoiles extrinsèques de carbone ne sont pas lumineuses ou assez fraîches pour avoir fait leur propre carbone, qui était un puzzle jusqu'à ce que leur nature binaire ait été découverte.

On a également proposé d'autres mécanismes moins-d'une façon convaincante, tels que le cycle déséquilibrage de du CNO et flash d'hélium de noyau de comme mécanismes pour l'enrichissement en carbone dans les atmosphères de plus petites étoiles de carbone.

Spectres d'étoile de carbone

Par définition les étoiles de carbone ont les bandes spectrales dominantes de cygne de la molécule C₂. Beaucoup d'autres composés de carbone peuvent être présents aux niveaux élevés, tels que le ch, la NC (cyanogène ), le C₃ et le SiC₂. Le carbone est formé dans le noyau et distribué dans ses couches supérieures, changeant nettement la composition des couches. D'autres éléments formés par la fusion d'hélium et le s-processus sont également " ; up" dragué ; de cette façon, y compris le lithium et le baryum .

Quand les astronomes ont développé la classification spectrale des étoiles de carbone, ils sont entrés dans des difficultés considérables en essayant de corréler les spectres avec les températures efficaces des étoiles. La difficulté était avec tout le carbone atmosphérique cachant les raies d'absorption normalement utilisées comme indicateurs de la température pour les étoiles.

Secchi

Des étoiles de carbone ont été découvertes déjà dans les 1860's où le Pater spectral Angelo Secchi de pionnier de classification a érigé la classe de Secchi de IV pour les étoiles de carbone, qui vers la fin des 1890's ont été reclassifiées en tant qu'étoiles de classe de N.

Harvard

Using cette nouvelle classification de Harvard, la classe de N plus tard a été augmentée par une classe de R pour les étoiles moins profondément rouges partageant les bandes caractéristiques de carbone du spectre. Corrélation postérieure de cet arrangement de R à de N avec des spectres conventionnels, prouvée que l'ordre de R-N fonctionnent approximativement parallèlement à c : G7 à M10 quant à la température d'étoile.

Système de Morgan-Keenan C

Les classes postérieures de N correspondent moins bien aux types counterparting de M, parce que la classification de Harvard seulement a été partiellement basée sur la température, mais également à l'abondance de carbone ; ainsi il est bientôt apparu clairement que ce genre de classification d'étoile de carbone était inachevé. Au lieu de cela une nouvelle classe C d'étoile de nombre duel a été érigée ainsi pour traiter le de la température et l'abondance de carbone de . Un tel spectre mesuré le Y CVn , a été déterminé pour être C5₄, où 5 se rapporte aux dispositifs dépendants de la température, et 4 à la force des bandes de cygne de C₂ dans le spectre. (C5₄ est C5,4 très souvent alternativement écrit).

Le système révisé de Morgan-Keenan

Cette classification bidimensionnelle a remplacé les classifications plus anciennes de R-N pendant le 1960-1993, mais le système de Morgan-Keenan C pour remplir les buts des créateurs : il ne s'est pas corrélé avec des mesures de la température basées sur l'infrarouge,

être à l'origine bidimensionnel il a été bientôt augmenté par les suffixes, le ch , la NC , le j et d'autres dispositifs le rendant impraticable pour en masse des analyses des populations d'étoile du carbone des galaxies étrangères,

et il s'est graduellement produit que les vieilles étoiles de R et de N étaient réellement deux types distincts d'étoiles de carbone, ayant la vraie signification astrophysique. Une nouvelle classification révisée de Morgan-Keenan a été éditée en 1993 par le Philip Keenan , définissant les classes : NC, CR et ch. Plus tard les classes C-J et C-Hd ont été ajoutées. Ceci constitue établi le système de classification utilisé aujourd'hui :

D'autres qualités

La plupart des étoiles classiques de carbone sont les miras des étoiles variables , le irrégulier ou les variables de Semiregular de

Observer des étoiles de carbone

En raison de l'insensibilité de la vision nocturne du rouge et d'une adaptation lente des tiges sensibles rouges de la lumière des étoiles, astronomes d'amateur d'oeil de la fabrication des évaluations de la grandeur des étoiles variables , particulièrement étoiles de rouge de carbone, doivent savoir traiter l'effet de Purkinje de afin de ne pas exagérer la luminosité de l'étoile observée.

Semeurs interstellaires de carbone

En raison de sa basse pesanteur extérieure , autant que la moitié (ou plus) de toute la masse d'une étoile de carbone peut être perdu par puissant stellaire les vents les restes de l'étoile, " carbone-riche ; dust" ; semblable au graphite , donc à la partie devenue de la poussière interstellaire . On pense que cette poussière est un facteur significatif en fournissant les matières premières premières pour la création des générations suivantes des étoiles et de leurs systèmes planétaires. Le matériel entourant une étoile de carbone peut la couvrir dans la mesure où la poussière absorbe toute la lumière visible.

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