Karbon yıldızı

Vikipedi, özgür ansiklopedi

Karbon yıldızı (C-tipi yıldız), atmosferi oksijenden daha fazla karbon içeren tipik olarak asimptotik dev kol yıldızı ve parlak bir kırmızı devdir. İki element, yıldızın üst katmanlarında birleşerek atmosferdeki tüm oksijeni tüketen, karbon atomlarını diğer karbon bileşiklerini oluşturmak üzere serbest bırakan ve yıldıza "isli" bir atmosfer ve çarpıcı yakut kırmızısı bir görünüm veren karbonmonoksiti oluşturur. Ayrıca bazı cüce ve üstdev karbon yıldızları da vardır ve daha yaygın olan dev yıldızlara bazen onları ayırt etmek için klasik karbon yıldızları denir.

Çoğu yıldızda (Güneş gibi), atmosfer karbona göre oksijen bakımından daha zengindir. Karbon yıldızlarının özelliklerini sergilemeyen ancak karbonmonoksit oluşturacak kadar soğuk olan sıradan yıldızlara bu nedenle oksijen yönünden zengin yıldızlar denir.

Karbon yıldızlarının oldukça belirgin tayfsal özellikleri vardır ve ilk kez 1860'larda astronomik spektroskopide öncü olan Angelo Secchi tarafından tanımlanmışlardır.

Tayflar[değiştir | kaynağı değiştir]

Karbon yıldızı UU Aurigae'nin Echelle tayfları.

Tanım gereği karbon yıldızları, C2 molekülünden gelen baskın spektral Swan bantlarına sahiptir. CH, CN (siyanojen), C3 ve SiC2 gibi diğer birçok başka karbon bileşiği yüksek seviyelerde mevcut olabilir. Çekirdekte karbon oluşur, üst katmanlarına sirküle edilir ve bu da katmanların bileşimini önemli ölçüde değiştirir. Karbona ek olarak kabuk parlamalarında baryum, teknesyum ve zirkonyum gibi s-süreci elementleri oluşur ve yüzeye kadar "eşelenir".[1]

Gökbilimciler, karbon yıldızlarının tayfsal sınıflandırmasını geliştirdiklerinde, tayfları yıldızların etkin sıcaklıklarıyla ilişkilendirmeye çalışırken büyük zorluklar yaşadılar. Sorun, tüm atmosferik karbonun normalde yıldızlar için sıcaklık göstergeleri olarak kullanılan soğurma çizgilerini gizlemesinden kaynaklanıyordu.

Karbon yıldızları ayrıca milimetre ve milimetre altı dalga boylarında zengin bir moleküler çizgi spektrumu gösterir. Karbon yıldızı CW Leonis'te 50'den fazla farklı yıldız çevresi molekülü tespit edildi. Bu yıldız genellikle yeni yıldız çevresi moleküllerini araştırmak için kullanılır.

Secchi[değiştir | kaynağı değiştir]

Karbon yıldızları 1860'larda tayfsal sınıflandırmanın öncüsü Angelo Secchi'nin karbon yıldızları için Secchi sınıf IV'ü oluşturduğunda keşfedilmişti. 1890'ların sonlarında N sınıfı yıldızlar olarak yeniden sınıflandırıldı.[2]

Harvard[değiştir | kaynağı değiştir]

Bu yeni Harvard sınıflandırması kullanılarak N sınıfı, daha sonra tayfın karakteristik karbon bantlarını paylaşan daha az koyu kırmızı yıldızlar için bir R sınıfı geliştirildi. R'den N'ye olan şemanın geleneksel tayflarla daha sonraki ilişkisi, R-N dizisinin yıldız sıcaklığına göre yaklaşık olarak c:a G7-M10 ile paralel olarak çalıştığını göstermiştir.[3]

MK-tipi R0 R3 R5 R8 Na Nb
eşdeğer. G7-G8 K1-K2 ~K2-K3 K5-M0 ~M2-M3 M3-M4
Teff 4300 3900 ~3700 3450 --- ---

Morgan–Keenan C sistemi[değiştir | kaynağı değiştir]

Daha sonraki N sınıfları, muadili M tiplerine daha az karşılık gelir, çünkü Harvard sınıflandırması yalnızca kısmen sıcaklığa, aynı zamanda karbon bolluğuna da dayanıyordu; böylece kısa sürede bu tür bir karbon yıldızı sınıflandırmasının eksik olduğu anlaşıldı. Bunun yerine, sıcaklık ve karbon bolluğunun üstesinden gelmek için yeni bir çift numaralı yıldız sınıfı C inşa edildi. Y Canum Venaticorum için ölçülen böyle bir spektrum C54 olarak belirlendi; burada 5, sıcaklığa bağlı özellikleri ve 4, spektrumdaki C2 Swan bantlarının gücünü ifade eder. (C54 genellikle alternatif olarak C5,4 biçiminde yazılır).[4]

Bu Morgan-Keenan C sistemi sınıflandırması, 1960-1993 arasındaki eski RN sınıflandırmalarının yerini almıştır.

MK-tipi C0 C1 C2 C3 C4 C5 C6 C7
eşdeğer. G4-G6 G7-G8 G9-K0 K1-K2 K3-K4 K5-M0 M1-M2 M3-M4
Teff 4500 4300 4100 3900 3650 3450 --- ---

Gözden geçirilmiş Morgan-Keenan sistemi[değiştir | kaynağı değiştir]

İki boyutlu Morgan-Keenan C sınıflandırması, içerik oluşturucuların beklentilerini karşılayamadı:

  1. kızılötesine dayalı sıcaklık ölçümleriyle ilişkilendirilemedi,
  2. başlangıçta iki boyutlu olduğundan kısa bir süre sonra eklerle, CH, CN, j ve diğer özelliklerle zenginleştirildi, bu da onu dış galaksilerin karbon yıldız popülasyonlarının toplu analizleri için kullanışsız hale getirdi.
  3. ve yavaş yavaş eski R ve N yıldızlarının gerçekte astrofiziksel öneme sahip iki farklı tipte karbon yıldızı olduğu ortaya çıktı.

Yeni bir gözden geçirilmiş Morgan-Keenan sınıflandırması 1993 yılında Philip Keenan tarafından yayınlandı ve sınıflar CN, CR ve CH olarak tanımlandı. Daha sonra CJ ve C-Hd sınıfları eklendi.[5] Bu, günümüzde kullanılan yerleşik sınıflandırma sistemini oluşturur."Spectral Atlas of Carbon Stars". 4 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Mart 2012. </ref>

Astrofiziksel mekanizmalar[değiştir | kaynağı değiştir]

Karbon yıldızları birden fazla astrofiziksel mekanizma ile açıklanabilir. Klasik karbon yıldızları daha kütleli olan klasik karbon yıldızları ile kütle açısından klasik olmayanlardan ayırt edilir .

Modern spektral tip CR ve CN'ye ait olan klasik karbon yıldızlarında , karbon bolluğunun helyum füzyonunun , özellikle de devlerin yaşamlarının sonuna yaklaştığı bir yıldız içindeki üçlü alfa sürecinin bir ürünü olduğu düşünülmektedir. içinde asimptotik dev dalı (AGB). Bu füzyon ürünleri , karbon ve diğer ürünler yapıldıktan sonra konveksiyon olayları (sözde üçüncü tarama ) ile yıldız yüzeyine getirildi. Normal olarak AGB karbon yıldız bu tür bir hidrojen yanma kabuk hidrojen kaynaştıran, fakat bölüm 10 ile ayrılan 4 -10 5Yıllar geçtikçe yıldız bir kabukta yanan helyuma dönüşürken, hidrojen füzyonu geçici olarak durur. Bu aşamada yıldızın parlaklığı yükselir ve yıldızın içindeki malzeme (özellikle karbon) yukarı hareket eder. Parlaklık yükseldiğinden, yıldız genişleyerek helyum füzyonu durur ve hidrojen kabuğunun yanması yeniden başlar. Bu kabuk helyum parlamaları sırasında , yıldızdan kaynaklanan kütle kaybı önemlidir ve birçok kabuk helyum parlamasından sonra, bir AGB yıldızı sıcak beyaz bir cüceye dönüşür ve atmosferi bir gezegenimsi bulutsunun malzemesi haline gelir .

Klasik olmayan tipler CJ ve ait karbon yıldızlı türlü CH , olduğuna inanılan ikili yıldız bir yıldız dev bir yıldız (veya bazen bir olduğu görülmektedir, cüce kırmızı ) ve diğer bir beyaz cüce . Halihazırda yıldızın, dev bir yıldızın , hala klasik bir karbon yıldızıyken yoldaşından (yani şu anda beyaz cüce olan yıldızdan) bir ana dizi yıldızı iken, karbon bakımından zengin bir malzeme biriktirdiği gözlemlendi . Yıldız evriminin bu aşaması nispeten kısadır ve bu tür yıldızların çoğu sonuçta beyaz cüceler olur. Bu sistemler artık kütle transferinden nispeten uzun bir süre sonra gözlemlenmektedir.olay, bu nedenle mevcut kırmızı devde gözlemlenen ekstra karbon o yıldızın içinde üretilmedi.  Bu senaryo, aynı zamanda karbon moleküllerinin ve baryumun (bir s-süreci elemanı ) güçlü spektral özelliklerine sahip olmasıyla da karakterize edilen baryum yıldızlarının kökeni olarak kabul edilmektedir . Bazen aşırı karbonu bu kütle transferinden gelen yıldızlara, onları dahili olarak karbon üreten "içsel" AGB yıldızlarından ayırmak için "dışsal" karbon yıldızları denir. Bu dışsal karbon yıldızlarının çoğu, kendi karbonlarını yapacak kadar parlak veya soğuk değiller; bu, ikili doğaları keşfedilene kadar bir muammaydı.

Spektral sınıf C-Hd'ye ait olan esrarengiz hidrojen eksikliği olan karbon yıldızları (HdC), R Coronae Borealis değişkenleriyle (RCB) bir miktar ilişkiye sahip gibi görünmektedir , ancak kendileri değişken değildir ve RCB: ler için tipik olan belirli bir kızılötesi radyasyondan yoksundur . Yalnızca beş HdC bilinmektedir ve hiçbirinin ikili olmadığı bilinmemektedir,  bu nedenle klasik olmayan karbon yıldızlarıyla ilişkisi bilinmemektedir.

CNO döngüsü dengesizliği ve çekirdek helyum flaşı gibi daha az ikna edici teoriler de daha küçük karbon yıldızlarının atmosferlerinde karbon zenginleştirme mekanizmaları olarak önerildi.

Diğer özellikler[değiştir | kaynağı değiştir]

Klasik karbon yıldızlarının çoğu uzun dönemli değişen yıldızlardır.

Karbon yıldızlarını gözlemleme[değiştir | kaynağı değiştir]

Gece görüşünün kırmızıya duyarsızlığı ve kırmızıya duyarlı çubuk hücrelerinin yıldızların ışığına yavaş adaptasyonu nedeniyle kırmızı değişen yıldızların, özellikle de karbon yıldızlarının büyüklük tahminlerini yapan gökbilimciler, gözlemlenen yıldızın büyüklüğünü küçümsememek için Purkine Kayması ile nasıl başa çıkılacağını bilmek zorundadırlar.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  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). "Barium isotopes in individual presolar silicon carbide grains from the Murchison meteorite". Geochimica et Cosmochimica Acta. 67 (17). s. 3201. Bibcode:2003GeCoA..67.3201S. doi:10.1016/S0016-7037(03)00083-8. 25 Ekim 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Eylül 2021. 
  2. ^ Gottesman, S. (2009). "Classification of Stellar Spectra: Some History". AST2039 Materials. 12 Şubat 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Mart 2012. 
  3. ^ Clowes, C. (25 Ekim 2003). "Carbon Stars". peripatus.gen.nz. 5 Şubat 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Mart 2012. 
  4. ^ Keenan, P. C.; Morgan, W. W. (1941). "The Classification of the Red Carbon Stars". The Astrophysical Journal. 94: 501. Bibcode:1941ApJ....94..501K. doi:10.1086/144356. 
  5. ^ Keenan, P. C. (1993). "Revised MK Spectral Classification of the Red Carbon Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Cilt 105. s. 905. Bibcode:1993PASP..105..905K. doi:10.1086/133252.