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Koolstofster
Der Kohlenstoffstern U Camelopardalis (Aufnahme Hubble-Weltraumteleskop)
Staubhülle um den Kohlenstoffstern U Antliae, gemessen an ALMA bei einer Wellenlänge von 1,3 mm
Ein Vergleich des Kohlenstoffsterns Y Canum Venaticorum und der Sonne

Ein Kohlenstoffstern ist ein Stern des späten Typs, normalerweise a roter Riese (manchmal auch roter Zwerg) sofort Atmosphäre das mehr Kohlenstoff dann Sauerstoff enthält. Aus diesen beiden Elementen, in den äußeren Schichten der Sterne Kohlenmonoxid gebildet, die den gesamten in der Atmosphäre vorhandenen Sauerstoff enthalten. Dadurch bleiben Kohlenstoffatome übrig, die dann andere kohlenstoffhaltige Moleküle bilden, die dem Stern eine volle Atmosphäre verleihen Ruß und hat eine rubinrote Farbe.

Dies ist im Gegensatz zu den meisten anderen Sternen, wie dem Sonne, die mehr Sauerstoff als Kohlenstoff enthalten. Solche Sterne werden als sauerstoffreiche Sterne bezeichnet, wenn sie kühl genug sind, um in ihrer Atmosphäre Kohlenmonoxid zu bilden.

Kohlenstoffsterne haben sehr spezifische spektrale Eigenschaften und wurden zuerst an ihren Spektren erkannt von Angelo Secchi in den 1860er Jahren, als die astronomische Spektroskopie wurde entwickelt.

Die meisten klassischen Kohlenstoffsterne sind langperiodisch variable Sterne mit einer Laufzeit von mehr als 100 Tagen.

Arten von Kohlenstoffsternen

Es gibt verschiedene Arten von Kohlenstoffsternen.

C-R und C-N

Klassische Carbon-Sterne zeichnen sich dadurch aus, dass sie eine größere Masse haben als die nicht klassisch.[1]Der Kohlenstoff in den klassischen Kohlenstoffsternen, die zu den modernen (siehe unten) Spektralklassen C-R und C-N gehören, stammt aus der Heliumverbrennung, insbesondere Triple-Alpha-Prozess in den Riesensternen am Ende ihres Lebens im asymptotischer Riesenzweig. Diese Produkte der Kernfusion werden durch Episoden von an die Oberfläche der Kohlenstoffsterne transportiert Konvektion (die sogenannte dritte ausbaggern) nachdem Kohlenstoff und andere Atome erzeugt wurden. Normalerweise verbrennt diese Art von asymptotischen Riesenzweigstern Wasserstoff in einer Hülle um den Kern, aber in Episoden, die um 10 . voneinander getrennt sind4-105 Jahren wechselt der Stern zu brennendem Helium in einer Hülle, während die Verbrennung von Wasserstoff vorübergehend aufhört. In dieser Phase ist die Helligkeit vom Stern entfernt, und Material aus dem Inneren des Sterns (insbesondere Kohlenstoff) bewegt sich heraus. Wenn die Leuchtkraft zunimmt, dehnt sich der Stern aus, stoppt die Verbrennung von Helium und nimmt die Verbrennung von Wasserstoff in der Hülle wieder auf. Während dessen Heliumhülle blitzt auf der Masseverlust des Sterns ist beträchtlich, und nach vielen solchen Blitzen wird der Stern heiß weißer Zwerg und das Material aus der Atmosphäre wird zu einem Planetennebel.

C-J und C-H

Es wird angenommen, dass die nicht klassisch Arten von Kohlenstoffsternen der Spektralklassen C-J und C-H (CH-Star) Doppelsterne wobei ein Stern ein roter Riese (oder manchmal ein roter Zwerg) und der andere ein weißer Zwerg ist. Der Stern, der jetzt ein roter Riese ist, erhielt, als dieser Stern ein anderer war Hauptreihenstern Wachs, kohlenstoffreiches Material von Zuwachs des Sterns, der heute ein Weißer Zwerg ist, aber damals ein klassischer Kohlenstoffstern war. Diese Phase des klassischen Kohlenstoffsterns im Sternenentwicklung ist relativ kurz und die meisten dieser Sterne enden als Weiße Zwerge. Wir sehen diese Systeme jetzt ziemlich lange nach diesem Massentransfer, daher wurde der zusätzliche Kohlenstoff im heutigen Roten Riesen nicht in diesem Stern selbst produziert.[1] Dieses Szenario wird auch als Ursprung des Bariumsterne, das auch starke Linien von Kohlenstoff und Barium enthält (ein Element, das von der s-Prozess). Manchmal werden diese Sterne, deren zusätzlicher Kohlenstoff durch diesen Massentransfer verursacht wird, als "extrinsische" Kohlenstoffsterne bezeichnet, um sie von den "intrinsischen" asymptotischen Riesenzweigsternen zu unterscheiden, die den Kohlenstoff selbst produzieren. Viele dieser extrinsischen Kohlenstoffsterne sind nicht massiv genug, um ihren eigenen Kohlenstoff herzustellen, was ein Rätsel war, bis entdeckt wurde, dass es sich um Doppelsterne handelt.

C-HD

der rätselhafte wasserstoffarme Kohlenstoffsterne (HdC - Hydrogen Deficient Carbon Stars), die zur Spektralklasse C-Hd gehören, scheinen mit den R Coronae Borealis-Variablen (RCB). Diese HdC-Sterne sind jedoch selbst weder veränderbar noch haben sie bestimmte Infrarot-Eigenschaften, die für RCB-Sterne typisch sind. Es sind nur fünf HdC-Sterne bekannt und keiner von ihnen ist binär.[2] daher ist die Beziehung zu den nichtklassischen Kohlenstoffsternen unbekannt.

Spektren

Per Definition werden die Spektren von Kohlenstoffsternen dominiert von Schwanenreifen des Moleküls C2. Viele andere kohlenstoffhaltige Moleküle können vorhanden sein, wie CH, CN (Oxalonitril), CO3 und SiC2. Andere Elemente, die durch die Heliumverbrennung und den s-Prozess gebildet werden, können zusammen mit dem Kohlenstoff in der stellaren Atmosphäre auftreten, einschließlich Lithium und Barium.

Als Astronomen die spektrale Klassifizierung der Kohlenstoffsterne entwickelten, hatten sie erhebliche Schwierigkeiten, Spektren mit den effektive Temperatur der Sterne. Das Problem war, dass die Kohlenstoffbanden in den Spektren mit Absorptionslinien normalerweise verwendet, um die Temperatur der Sterne zu bestimmen.

Auch Kohlenstoffsterne zeigen ein reiches Spektrum an Moleküllinien im Millimeter- und Submillimeterbereich. Im Kohlenstoffstern IRC 10216 mehr als 50 verschiedene zirkumstellare Moleküle wurden nachgewiesen. Dieser Stern wird oft verwendet, um nach neuen zirkumstellaren Molekülen zu suchen.

Vorherige Klassifizierung

Frühere Klassifizierung von Kohlenstoffsternen.

  • Secchi klassifizierte die Sterne als Secchi-Klasse IV, die um 1890 in die Sternklasse N geändert wurde.
  • Harvard-Klassifikation. 1890 wurden die Sterne in die Klassen R0 bis R8 und N eingeordnet.
  • Morgan Keenan. Zwischen 1960 und 1993 wurden die Sterne in die Klassen C0 bis C7 eingeteilt.
  • 1993 wurde das Morgan-Keenan-System angepasst,[3] Daraus ergeben sich die heute verwendeten Klassen: C-R, C-N, C-J, C-H und C-Hd.

Beispiele für Kohlenstoffsterne

Externer Link

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