Углеродная звезда ( звезда C-типа ) обычно является асимптотической звездой ветви гигантов , светящимся красным гигантом , атмосфера которого содержит больше углерода, чем кислорода . [1] Эти два элемента объединяются в верхних слоях звезды, образуя оксид углерода , который потребляет большую часть кислорода в атмосфере, оставляя атомы углерода свободными для образования других углеродных соединений, придавая звезде « сажистую » атмосферу и поразительно рубиново-красный вид. Существуют также некоторые карликовые и сверхгигантские углеродные звезды, причем более распространенные гигантские звезды иногда называют классическими углеродными звездами, чтобы различать их.
В большинстве звезд (таких как Солнце ) атмосфера богаче кислородом, чем углеродом. Обычные звезды, не проявляющие характеристик углеродных звезд, но достаточно холодные, чтобы образовывать оксид углерода, поэтому называются звездами, богатыми кислородом.
Углеродные звезды обладают весьма отличительными спектральными характеристиками [2], и они были впервые распознаны по их спектрам Анджело Секки в 1860-х годах, в пионерское время астрономической спектроскопии .
По определению углеродные звезды имеют доминирующие спектральные полосы Свана от молекулы C 2 . Многие другие углеродные соединения могут присутствовать на высоких уровнях, такие как CH, CN ( циан ), C 3 и SiC 2 . Углерод образуется в ядре и циркулирует в его верхних слоях, резко изменяя состав слоев. В дополнение к углероду, элементы S-процесса, такие как барий , технеций и цирконий, образуются в вспышках оболочки и «вытаскиваются» на поверхность. [3]
Когда астрономы разработали спектральную классификацию углеродных звезд, у них возникли значительные трудности при попытке соотнести спектры с эффективными температурами звезд. Проблема была в том, что весь атмосферный углерод скрывал линии поглощения, которые обычно используются в качестве температурных индикаторов для звезд.
Углеродные звезды также показывают богатый спектр молекулярных линий на миллиметровых и субмиллиметровых длинах волн . В углеродной звезде CW Leonis обнаружено более 50 различных околозвездных молекул . Эта звезда часто используется для поиска новых околозвездных молекул.
Углеродные звезды были открыты еще в 1860-х годах, когда пионер спектральной классификации Анджело Секки выделил класс IV по Секки для углеродных звезд, которые в конце 1890-х годов были переклассифицированы в звезды класса N. [4]
Используя эту новую классификацию Гарварда, класс N был позже расширен классом R для менее глубоких красных звезд, разделяющих характерные углеродные полосы спектра. Более поздняя корреляция этой схемы R к N с обычными спектрами показала, что последовательность RN приблизительно идет параллельно с c:a G7 к M10 в отношении температуры звезды. [5]
Более поздние классы N хуже соответствуют соответствующим типам M, поскольку классификация Гарварда была основана только частично на температуре, но также и на содержании углерода; поэтому вскоре стало ясно, что этот вид классификации углеродных звезд был неполным. Вместо этого был создан новый двойной звездный класс C, чтобы иметь дело с температурой и содержанием углерода. Такой спектр, измеренный для Y Canum Venaticorum , был определен как C5 4 , где 5 относится к зависящим от температуры особенностям, а 4 к силе полос C 2 Свана в спектре. (C5 4 очень часто альтернативно записывается как C5,4). [6] Эта классификация системы C Моргана–Кинана заменила старые классификации RN с 1960 по 1993 год.
Двумерная классификация Моргана–Кинана C не оправдала ожиданий создателей:
Новая пересмотренная классификация Моргана-Кинана была опубликована в 1993 году Филиппом Кинаном , определяя классы: CN, CR и CH. Позже были добавлены классы CJ и C-Hd. [7] Это составляет установленную систему классификации, используемую сегодня. [8]
Углеродные звезды можно объяснить более чем одним астрофизическим механизмом. Классические углеродные звезды отличаются от неклассических по массе, причем классические углеродные звезды более массивны. [11]
В классических углеродных звездах , принадлежащих к современным спектральным типам CR и CN, обилие углерода считается продуктом слияния гелия , в частности, тройного альфа-процесса внутри звезды, которого гиганты достигают ближе к концу своей жизни в асимптотической ветви гигантов (AGB). Эти продукты слияния были вынесены на поверхность звезды эпизодами конвекции ( так называемым третьим выносом ) после того, как были созданы углерод и другие продукты. Обычно этот тип углеродной звезды AGB сплавляет водород в оболочке, горящей водородом, но в эпизодах, разделенных 10 4 –10 5 лет, звезда превращается в горящий гелий в оболочке, в то время как слияние водорода временно прекращается. В этой фазе светимость звезды возрастает, и материал из недр звезды (особенно углерод) перемещается вверх. Поскольку светимость возрастает, звезда расширяется, так что слияние гелия прекращается, и возобновляется горение водородной оболочки. Во время этих вспышек гелия в оболочке потеря массы звезды значительна, и после многих вспышек гелия в оболочке звезда AGB превращается в горячий белый карлик , а ее атмосфера становится материалом для планетарной туманности .
Неклассические виды углеродных звезд, принадлежащие к типам CJ и CH , считаются двойными звездами , где одна звезда наблюдается как гигантская звезда (или иногда как красный карлик ), а другая как белый карлик . Звезда, которая в настоящее время наблюдается как гигантская звезда, аккрецированная богатым углеродом материалом, когда она все еще была звездой главной последовательности от своего компаньона (то есть звезды, которая сейчас является белым карликом), когда последний все еще был классической углеродной звездой. Эта фаза звездной эволюции относительно коротка, и большинство таких звезд в конечном итоге заканчивают как белые карлики. Эти системы теперь наблюдаются сравнительно долгое время после события переноса массы , поэтому дополнительный углерод, наблюдаемый в нынешнем красном гиганте, не был произведен внутри этой звезды. [11] Этот сценарий также принимается как происхождение бариевых звезд , которые также характеризуются как имеющие сильные спектральные характеристики молекул углерода и бария ( элемент s-процесса ). Иногда звезды, избыток углерода которых появился в результате этого переноса массы, называют «внешними» углеродными звездами, чтобы отличить их от «внутренних» звезд AGB, которые производят углерод внутри. Многие из этих внешних углеродных звезд недостаточно яркие или холодные, чтобы производить свой собственный углерод, что было загадкой, пока не была открыта их двойная природа.
Загадочные углеродные звезды с дефицитом водорода (HdC), принадлежащие к спектральному классу C-Hd, по-видимому, имеют некоторое отношение к переменным типа R Coronae Borealis (RCB), но сами по себе не являются переменными и лишены определенного инфракрасного излучения, типичного для RCB:s. Известно всего пять HdC:s, и ни одна из них не является двойной, [12] , поэтому связь с неклассическими углеродными звездами неизвестна.
Другие, менее убедительные теории, такие как разбалансировка цикла CNO и вспышка гелия в ядре, также были предложены в качестве механизмов обогащения углеродом атмосфер меньших углеродных звезд.
Большинство классических углеродных звезд являются переменными звездами долгопериодического типа .
Из-за нечувствительности ночного зрения к красному цвету и медленной адаптации чувствительных к красному цвету палочек глаза к свету звезд астрономам, оценивающим звездную величину красных переменных звезд , особенно углеродных звезд, необходимо знать, как бороться с эффектом Пуркинье , чтобы не недооценить звездную величину наблюдаемой звезды.
Из-за низкой поверхностной гравитации , до половины (или более) общей массы углеродной звезды может быть потеряно посредством мощных звездных ветров . Остатки звезды, богатая углеродом «пыль», похожая на графит , поэтому становятся частью межзвездной пыли . [13] Считается, что эта пыль является важным фактором в обеспечении сырья 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.
Выброс карбида кремния из углеродных звезд был аккрецирован в ранней солнечной туманности и сохранился в матрицах относительно неизмененных хондритовых метеоритов. Это позволяет проводить прямой изотопный анализ околозвездной среды углеродных звезд массой 1-3 M ☉ . Звездный выброс из углеродных звезд является источником большинства пресолнечного карбида кремния, обнаруженного в метеоритах. [14]
Другие типы углеродных звезд включают:
Классические углеродные звезды очень яркие, особенно в ближнем инфракрасном диапазоне , поэтому их можно обнаружить в близлежащих галактиках. Из-за сильных особенностей поглощения в их спектрах углеродные звезды краснее в ближнем инфракрасном диапазоне, чем богатые кислородом звезды, и их можно идентифицировать по их фотометрическим цветам . [16] Хотя отдельные углеродные звезды не все имеют одинаковую светимость, большая выборка углеродных звезд будет иметь функцию плотности вероятности светимости (PDF) с почти одинаковым медианным значением в подобных галактиках. Поэтому медианное значение этой функции можно использовать в качестве стандартной свечи для определения расстояния до галактики. Форма PDF может меняться в зависимости от средней металличности звезд AGB в галактике, поэтому важно калибровать этот индикатор расстояния, используя несколько близлежащих галактик, расстояния до которых известны другими способами. [15] [17]