탄소성

Carbon star

탄소성(C형 항성)은 전형적으로 대기 중에 산소보다 탄소가 더 많이 포함되어 있는 점근성 거성, 발광하는 적색 거성입니다.[1]이 두 원소는 항성의 상층부에서 결합하여 일산화탄소를 형성하는데, 일산화탄소는 대기 중의 산소 대부분을 소비하며, 탄소 원자는 자유롭게 다른 탄소 화합물을 형성하도록 하여 별에 "부드러운" 분위기와 눈에 띄게 루비색을 띠게 됩니다.또한 몇몇 왜소하고 초거대 탄소별이 있는데, 더 흔한 거대한 별들은 때때로 그들을 구별하기 위해 고전적인 탄소별이라고 불립니다.

태양과 같은 대부분의 별들에서 대기는 탄소보다 산소가 더 풍부합니다.따라서 탄소성의 특징을 나타내지 않지만 일산화탄소를 형성할 수 있을 정도로 충분히 차가운 별을 산소가 풍부한 별이라고 부릅니다.

탄소별은 매우 독특한 분광 특성을 가지고 있으며,[2] 천문학적 분광학의 선구자적 시기인 1860년대 안젤로 세키에 의해 그들의 스펙트럼이 처음으로 인식되었습니다.

스펙트럼

탄소별자리 UU의 에셸 스펙트럼

정의상 탄소별은 분자 C로부터2 우세한 스펙트럼 백조 띠를 가지고 있습니다.CH, CN(시아노겐), C3 및 SiC와2 같은 다른 많은 탄소 화합물이 높은 수준으로 존재할 수 있습니다.탄소는 중심부에서 형성되고 그 상층부로 순환되어 층의 구성을 극적으로 변화시킵니다.탄소 외에도 바륨, 테크네튬, 지르코늄과 같은 S-공정 원소들이 쉘 플래시에서 형성되어 표면까지 "dred up"됩니다.[3]

천문학자들이 탄소별의 스펙트럼 분류를 개발했을 때, 그들은 스펙트럼을 별의 유효 온도와 연관시키려고 시도할 때 상당한 어려움을 겪었습니다.문제는 모든 대기 탄소가 별들의 온도 지표로 보통 사용되는 흡수선을 숨기는 것이었습니다.

탄소별은 또한 밀리미터 파장과 서브밀리미터 파장에서 분자선의 풍부한 스펙트럼을 보여줍니다.탄소성 CW 레온은 50개 이상의 다른 별 주위 분자들이 발견되었습니다.이 별은 종종 새로운 별 주위 분자를 찾기 위해 사용됩니다.

세키

탄소별은 이미 1860년대에 스펙트럼 분류의 선구자 안젤로 세키가 탄소별에 대한 세키 클래스 IV를 세웠을 때 발견되었으며, 이는 1890년대 후반에 N 클래스 별로 재분류되었습니다.[4]

하버드

이 새로운 하버드 분류를 사용하여 N 클래스는 스펙트럼의 특징적인 탄소 대역을 공유하는 덜 깊은 적색 별에 대한 R 클래스에 의해 나중에 향상되었습니다.이 R-N 계획과 기존 스펙트럼의 나중 상관관계에 따르면 R-N 시퀀스는 항성 온도와 관련하여 c:a G7 ~ M10과 거의 평행하게 실행됩니다.[5]

MK형 R0 R3 R5 R8 나 Nb
거대한 말 G7-G8 K1-K2 ~K2-K3 K5-M0 ~M2-M3 M3-M4
Teff 4300 3900 ~3700 3450 --- ---

모건-키넌 C 계

나중의 N 클래스는 상대적인 M 타입과 덜 잘 일치합니다. 왜냐하면 하버드 분류는 온도에 부분적으로 근거했을 뿐만 아니라 탄소의 풍부함에 근거했기 때문입니다. 그래서 이런 종류의 탄소성 분류가 불완전하다는 것이 곧 명확해졌습니다.대신 온도와 탄소의 풍부함을 다루기 위해 새로운 쌍수성 C등급이 세워졌습니다.Y Canum Venaticorum에 대해 측정된 이러한 스펙트럼은 C5로4 결정되었으며 여기서 5는 온도에 의존하는 특징을 나타내고 4는 스펙트럼에서 C2 Swan 밴드의 강도를 나타냅니다.(C5는4 매우 자주 C5,4로 대체 표기됩니다.)[6]이 모건-키넌 C 시스템 분류는 1960년부터 1993년까지 오래된 R-N 분류를 대체했습니다.

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

개정된 모건-키넌 제도

2차원 Morgan-Keenan C 분류는 창작자들의 기대를 충족시키지 못했습니다.

  1. 적외선을 이용한 온도 측정과 상관관계가 없었습니다
  2. 원래 2차원이었던 그것은 곧 접미사, CH, CN, j와 다른 특징들에 의해 강화되어 외국 은하의 탄소성 집단에 대한 대량 분석에는 비현실적이었습니다.
  3. 그리고 점차 오래된 R과 N 별들이 실제로는 두 종류의 탄소별이라는 것이 생겨났으며, 실제 천체물리학적으로 중요한 의미를 가지고 있습니다.

1993년 필립 키넌(Philip Keenan)에 의해 개정된 모건-키넌 분류법이 발표되어 클래스를 C-N, C-R 및 C-H로 정의했습니다. 이후 C-J 및 C-Hd 클래스가 추가되었습니다.[7]이것은 오늘날 사용되는 확립된 분류 체계를 구성합니다.[8]

학급 스펙트럼 인구. MV 이론. 온도
범위(K)[9] 		예제 # 알려진
고전적인 탄소성
C-R: 오래된 하버드 클래스 R reborn: 스펙트럼의 파란 끝에서 여전히 볼 수 있습니다. 강력한 동위원소 대역, 강화된 Ba 라인이 없습니다. 미디엄 디스크 팝 I 0 붉은 거인? 5100-2800 에스캠 ~25
C-N: 오래된 Harvard class N reburned: 무거운 확산 청색 흡수, 때때로 청색에서 보이지 않는 s-공정 요소로 태양의 풍부함보다 향상, 약한 동위원소 대역 얇은 디스크 팝 I -2.2 AGB 3100-2600 R Lep ~90
classical이 아닌 탄소성
C-J: C와2 CN의 매우 강한 동위원소 밴드 알 수 없는 알 수 없는 알 수 없는 3900-2800 YCVn ~20
C-H: 매우 강한 CH 흡수 헤일로 팝 2 -1.8 밝은 거성, 물질 전달 (모든 C-H:s는 이진법) 5000-4100 VARI, TTCVn ~20
C-Hd: 수소 라인 및 CH 밴드 약하거나 없음 얇은 디스크 팝 I -3.5 알 수 없는 ? HM Lib ~7

천체물리학적 메커니즘

탄소별은 하나 이상의 천체물리학적 메커니즘으로 설명될 수 있습니다.고전적인 탄소별들은 질량을 기준으로 비고전적인 것들과 구별되는데, 고전적인 탄소별들은 더 질량이 큽니다.[11]

현대 분광형 C-R과 C-N에 속하는 고전적인 탄소 별들에서 탄소의 풍부함은 헬륨 융합의 산물로 생각되며, 특히 거대한 별들이 점근적 거대 가지(AGB)에서 수명의 거의 끝에 도달하는 항성 내 삼중 알파 과정의 산물입니다.이 핵융합 생성물들은 탄소와 다른 생성물들이 만들어진 후 대류(소위 3차 준설)의 에피소드들에 의해 항성 표면으로 옮겨졌습니다.보통 이런 종류의 AGB 탄소성은 수소를 태우는 껍질에서 수소를 융합하지만, 10-10년으로45 분리된 에피소드에서 이 별은 껍질에서 태우는 헬륨으로 변신하는 반면 수소 융합은 일시적으로 중단됩니다.이 단계에서 별의 광도는 상승하고, 별 내부의 물질(특히 탄소)은 상승합니다.광도가 상승하기 때문에 별은 팽창하여 헬륨 융합이 중단되고 수소 껍질 연소가 다시 시작됩니다.이러한 쉘 헬륨 섬광이 일어나는 동안 항성으로부터의 질량 손실은 매우 크며, 여러 번 쉘 헬륨 섬광이 일어난 후 AGB 항성은 뜨거운 백색 왜성으로 변하며 대기는 행성상 성운의 물질이 됩니다.

C-J형과 C-H형에 속하는 고전적이지 않은 종류의 탄소별은 쌍성으로 추정되는데, 한 별은 거대한 별(또는 가끔 적색 왜성)이고 다른 별은 백색 왜성으로 관측됩니다.이 별은 동반성(현재 백색 왜성인 별)이 여전히 고전적인 탄소성일 때 주계열성일 때 탄소가 풍부한 물질로 관측되었습니다.그러한 항성진화의 단계는 비교적 짧으며, 대부분의 그러한 별들은 결국 백색 왜성으로 끝납니다.이러한 계들은 질량 이동 사건 이후 비교적 오랜 시간이 지난 현재 관측되고 있기 때문에 현재 적색 거성에서 관측된 여분의 탄소는 해당 별 내에서 생성되지 않았습니다.[11]이 시나리오는 바륨 별의 기원으로도 받아들여지는데, 바륨 별은 탄소 분자와 바륨(s-과정 원소)의 강한 스펙트럼 특징을 가지고 있습니다.때때로 이러한 물질 전달로 인해 과량의 탄소가 나온 별들을 내부에서 탄소를 생성하는 "고유의" AGB 별들과 구분하기 위해 "외재의" 탄소별이라고 부릅니다.이러한 외생성 탄소별들 중 많은 수는 스스로 탄소를 만들 만큼 충분히 밝지도 않고 시원하지도 않은데, 이는 그들의 쌍성이 발견되기 전까지는 수수께끼였습니다.

스펙트럼 등급 C-Hd에 속하는 수수께끼의 수소 결핍 탄소 별(HdC)은 R Coronae Borealis 변수(RCB)와 일부 관련이 있는 것으로 보이지만, 그 자체는 변수가 아니며 RCB:s에 전형적인 특정 적외선 복사가 부족합니다.단 5개의 HdC:만이 알려져 있고,[12] 쌍성인 것은 하나도 알려져 있지 않아 고전적이지 않은 탄소별과의 관계는 알려져 있지 않습니다.

CNO 사이클 불균형과 중심 헬륨 섬광과 같은 덜 설득력 있는 이론들은 또한 더 작은 탄소 별들의 대기에서 탄소 농축을 위한 메커니즘으로 제안되었습니다.

기타특징

탄소별 VX 안드로메다의 광학광 이미지.

대부분의 고전적인 탄소별들은 장주기 변광성 형태의 변광성들입니다.

탄소별 관측

적색에 대한 야간 시력의 무감각과 적색 민감 안봉의 별빛에 대한 느린 적응 때문에, 적색 변광성, 특히 탄소성을 추정하는 천문학자들은 관측된 별의 크기를 과소평가하지 않기 위해 푸르킨제 효과를 처리하는 방법을 알아야 합니다.

성간 먼지 발생

표면 중력이 낮기 때문에 탄소성 전체 질량의 절반 이상이 강력한 항성풍에 의해 사라질 수도 있습니다.따라서 이 별의 잔재인 흑연과 비슷한 탄소가 풍부한 "먼지"는 성간 먼지의 일부가 됩니다.[13]이 먼지는 차세대 항성과 그 행성계의 생성을 위한 원료를 제공하는 중요한 요인으로 여겨지고 있습니다.탄소별을 둘러싸고 있는 물질은 먼지가 가시광선을 모두 흡수할 정도로 그것을 덮을 수 있습니다.

기타구분

탄소별의 다른 종류는 다음과 같습니다.

표준 양초로 사용

주어진 근적외선 광도를 가진 LMC 탄소별의 상대적인 개수를 보여주는 히스토그램입니다.중앙값은 빨간색으로 표시됩니다.Ripoche et al. (2020)[14]에서 각색.

고전적인 탄소별은 특히 근적외선에서 매우 밝아서 가까운 은하에서 발견할 수 있습니다.스펙트럼에서 강한 흡수 특성 때문에 탄소별은 산소가 풍부한 별보다 근적외선에서 더 붉고, 광도 측정 색상으로 식별할 수 있습니다.[15]개별 탄소별이 모두 동일한 광도를 가지고 있는 것은 아니지만, 탄소별의 대규모 표본은 유사한 은하에서 거의 동일한 중앙값을 가진 광도 확률 밀도 함수(PDF)를 가지고 있습니다.따라서 이 함수의 중앙값은 은하까지의 거리를 측정하는 표준 양초로 사용될 수 있습니다.PDF의 모양은 은하 내의 AGB 별의 평균 금속성에 따라 달라질 수 있으므로 다른 방법으로 거리를 알 수 있는 주변의 여러 은하를 사용하여 이 거리 표시기를 보정하는 것이 중요합니다.[14][16]

참고 항목

  • S형 항성, 비슷하지만 극단적이지는 않습니다.
  • 화학적으로 특이한 또 다른 별인 테크네튬 별
  • 미국의 천문학자이자 탄소별 연구자인 마크 아론슨.
  • 가장 잘 알려진 탄소별 중 하나인 라 슈퍼바
  • LL 페가수스는 너무 많은 그을음을 가지고 있어서 광년을 우주로 뻗어나가는 나선형 연기 자국을 만들었습니다.

참고문헌

  1. ^ "C Stars". lweb.cfa.harvard.edu. Retrieved 2023-07-23.
  2. ^ Hille, Karl (2018-08-10). "Hubble Views Striking Carbon Star in Colorful Cluster". NASA. Retrieved 2023-07-23.
  3. ^ 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): 3201. Bibcode:2003GeCoA..67.3201S. doi:10.1016/S0016-7037(03)00083-8.
  4. ^ Gottesman, S. (Spring 2009). "Classification of Stellar Spectra: Some History". AST2039 Materials. Retrieved 2012-03-21.
  5. ^ Clowes, C. (25 October 2003). "Carbon Stars". peripatus.gen.nz. Archived from the original on 2012-02-05. Retrieved 2012-03-21.
  6. ^ 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.
  7. ^ Keenan, P. C. (1993). "Revised MK Spectral Classification of the Red Carbon Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 105: 905. Bibcode:1993PASP..105..905K. doi:10.1086/133252.
  8. ^ "Spectral Atlas of Carbon Stars". Retrieved 2012-03-21.
  9. ^ Tanaka, M.; et al. (2007). "Near-Infrared Spectra of 29 Carbon Stars: Simple Estimates of Effective Temperature". Publications of the Astronomical Society of Japan. 59 (5): 939–953. Bibcode:2007PASJ...59..939T. doi:10.1093/pasj/59.5.939.
  10. ^ McClure, R. D.; Woodsworth, A. W. (1990). "The Binary Nature of the Barium and CH Stars. III – Orbital Parameters". The Astrophysical Journal. 352: 709. Bibcode:1990ApJ...352..709M. doi:10.1086/168573.
  11. ^ a b McClure, R. D. (1985). "The Carbon and Related Stars". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 79: 277. Bibcode:1985JRASC..79..277M.
  12. ^ Clayton, G. C. (1996). "The R Coronae Borealis Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 108: 225. Bibcode:1996PASP..108..225C. doi:10.1086/133715.
  13. ^ Wallerstein, George; Knapp, Gillian R. (September 1998). "CARBON STARS". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 36 (1): 369–433. Bibcode:1998ARA&A..36..369W. doi:10.1146/annurev.astro.36.1.369.
  14. ^ a b Ripoche, Paul; Heyl, Jeremy; Parada, Javiera; Richer, Harvey (January 2020). "Carbon stars as standard candles: I. The luminosity function of carbon stars in the Magellanic Clouds". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 495 (3): 2858–2866. Bibcode:2020MNRAS.495.2858R. doi:10.1093/mnras/staa1346. Retrieved 14 December 2022.
  15. ^ Mould, J.; Aaronson, M. (September 1980). "The extended giant branches of intermediate age globular clusters in the Magellanic Clouds". Astrophysical Journal. 240: 464–477. Bibcode:1980ApJ...240..464M. doi:10.1086/158252. Retrieved 14 December 2022.
  16. ^ Parada, Javiera; Heyl, Jeremy; Richer, Harvey; Ripoche, Paul; Rousseau-Nepton, Laurie (February 2021). "Carbon stars as standard candles - II. The median J magnitude as a distance indicator". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 501 (1): 933–947. arXiv:2011.11681. Bibcode:2021MNRAS.501..933P. doi:10.1093/mnras/staa3750. Retrieved 14 December 2022.

외부 링크