www.wikidata.uk-ua.nina.az

Вуглецеві зорі Вуглецева зоря зоря С типу це як правило зоря асимптотичного відгалуження гігантів яскравий червоний гіга

Вуглецеві зорі

Вуглецева зоря(зоря С-типу) — це, як правило, зоря асимптотичного відгалуження гігантів- яскравий червоний гігант, атмосфера якого містить більше вуглецю, ніж оксигену . Два елементи поєднуються у верхніх шарах зорі, утворюючи оксид вуглецю, який споживає більшу частину кисню в атмосфері, залишаючи атоми вуглецю вільними для утворення інших вуглецевих сполук, надаючи зорі вражаючий рубіново-червоний вигляд. Існують також вуглецеві карлики та вуглецеві надгіганти, причому більш поширені гіганти іноді називають класичними вуглецевими зорями, щоб розрізнити їх.

У більшості зір (таких як Сонце) атмосфера багатша на оксиген, ніж на вуглець. Тому звичайні зорі, які не мають властивостей вуглецевих зір, але достатньо холодні, щоб утворювати оксид вуглецю, називаються зорями, багатими на кисень.

Вуглецеві зорі мають досить відмінні спектральні характеристики, і вперше їх розпізнав за своїми спектрами Анджело Секкі в 1860-х роках, в час піонерства в астрономічній спектроскопії.

Спектри Редагувати

Ешелле-спектри вуглецевої зорі UU Aurigae

За визначенням вуглецеві зірки мають домінуючі спектральні смуги Свона від молекули C 2 . Багато інших сполук вуглецю можуть бути присутні у високих рівнях, таких як CH, CN (ціаноген), C3 і SiC2 . Вуглець утворюється в ядрі і циркулює в його верхніх шарах, різко змінюючи склад шарів. Крім вуглецю, елементи S-процесу, такі як барій, технецій і цирконій, утворюються в спалахах оболонок і «витягуються» на поверхню.

Коли астрономи розробили спектральну класифікацію вуглецевих зір, вони зіткнулися зі значними труднощами, намагаючись співвіднести спектри з ефективними температурами зір. Проблема полягала в тому, що весь атмосферний вуглець приховував лінії поглинання, які зазвичай використовуються як індикатори температури для зір.

Вуглецеві зорі також демонструють багатий спектр молекулярних ліній на міліметрових і субміліметрових довжинах хвиль . У вуглецевій зорі CW Leonis було виявлено понад 50 різних міжзоряних молекул . Цю зірку часто використовують для пошуку нових міжзоряних молекул.

Секкі Редагувати

Вуглецеві зорі були відкриті ще в 1860-х роках, коли піонер спектральної класифікації Анджело Секкі встановив клас Секкі IV для вуглецевих зір, які наприкінці 1890-х років були перекласифіковані як зірки класу N.

Гарвард Редагувати

Використовуючи цю нову Гарвардську класифікацію, клас N пізніше було розширено класом R для менш насичених червоних зір, що мають спільні характерні вуглецеві смуги спектру.

Тип МК R0 R3 R5 R8 Na Nb
гігантський екв. G7-G8 К1-К2 ~K2-K3 К5-М0 ~М2-М3 М3-М4
T eff 4300 3900 ~3700 3450 --- ---

Система Моргана-Кінана С Редагувати

Пізніші класи N гірше відповідають аналогічним типам M, тому що Гарвардська класифікація лише частково базувалася на температурі, а також на вмісті вуглецю; тому незабаром стало зрозуміло, що така класифікація вуглецевих зір була неповною. Замість цього була введено новий подвійний клас зір C, щоб мати справу з температурою та вмістом вуглецю. Такий спектр, виміряний для Y Canum Venaticorum, був визначений як C54, де 5 відноситься до температурно-залежних характеристик, а 4 до інтенсивності смуг C2 у спектрі. (C54 дуже часто альтернативно пишеться C5,4). Ця класифікація системи Моргана-Кінана C замінила старі класифікації RN з 1960 по 1993 рік.

Тип МК C0 C1 C2 C3 C4 C5 C6 C7
гігантський екв. G4-G6 G7-G8 G9-K0 К1-К2 К3-К4 К5-М0 М1-М2 М3-М4
T eff 4500 4300 4100 3900 3650 3450 --- ---

Переглянута система Моргана-Кінана Редагувати

Двовимірна класифікація Моргана-Кінана С не виправдала очікувань творців:

  1. вона не співвідноситься з вимірюваннями температури на основі інфрачервоного випромінювання,
  2. спочатку будучи двовимірним, вона незабаром була розширена суфіксами, CH, CN, j та іншими функціями, що робить її непрактичною для масового аналізу населення вуглецевих зір у чужих галактиках,
  3. і поступово виявилося, що старі зорі R і N насправді були двома різними типами вуглецевих зір, які мали реальне астрофізичне значення.

У 1993 році Філіп Кінан опублікував нову переглянуту класифікацію Моргана-Кінана, яка визначила класи: CN, CR і CH. Пізніше були додані класи CJ і C-Hd. Це встановило систему класифікації, яка використовується сьогодні.

клас спектр населення М В теорія температура
діапазон (К) 		приклад(и) # відомий
класичні вуглецеві зорі
CR: відродження старого Гарвардського класу R: все ще видно на синьому кінці спектра, сильні ізотопні смуги, немає посиленої лінії Ba середній диск поп I 0 червоні гіганти? 5100-2800 S Cam ~25
CN: відродження старого Гарвардського класу N: сильне дифузне синє поглинання, іноді невидиме синім, елементи s-процесу посилені порівняно з сонячною кількістю, слабкі ізотопні смуги тонкий диск поп І -2,2 AGB 3100-2600 Р Леп ~90
некласичні вуглецеві зорі
CJ: дуже сильні ізотопні смуги C 2 і CN невідомий невідомий невідомий 3900-2800 Ю CVn ~20
CH: дуже сильне поглинання CH Halo Pop II -1,8 яскраві гіганти, перенесення маси (всі CH:s двійкові ) 5000-4100 V Ari, TT CVn ~20
C-Hd: лінії водню та смуги СН слабкі або відсутні тонкий диск поп І -3,5 невідомий ? HD 137613 ~7

Астрофізичні механізми Редагувати

Вуглецеві зорі можна пояснити більш ніж одним астрофізичним механізмом. Класичні вуглецеві зорі відрізняються від некласичних за масою, причому класичні вуглецеві зорі є більш масивними.

У класичних вуглецевих зорях, які належать до сучасних спектральних типів CR і CN, вважається, що велика кількість вуглецю є продуктом термоядерного синтезу гелію, зокрема потрійного альфа циклу в зорі, якого гіганти досягають наприкінці свого життя. в асимптотичному відгалуженні гігантів (AGB). Ці продукти термоядерного синтезу були винесені на зоряну поверхню епізодами конвекції (так зване третє зачерпування) після того, як були створені вуглець та інші продукти. Зазвичай цей вид вуглецевої зорі AGB зливає водень у водневій оболонці, але в епізодах, розділених 104-105 років, зоря перетворюється на палаючий гелій у оболонці, тоді як водневий синтез тимчасово припиняється. У цій фазі світність зорі зростає, і матеріал із внутрішньої частини зорі(зокрема вуглець) рухається з надр до верхніх шарів. Оскільки світність зростає, зоря розширюється так, що синтез гелію припиняється, і горіння водневої оболонки починається знову. Під час цих гелієвих спалахів оболонки втрата маси зорею є значною, і після багатьох спалахів гелієвої оболонки зоря AGB перетворюється на гарячого білого карлика, а її атмосфера стає матеріалом для планетарної туманності .

Вважається, що некласичні типи вуглецевих зір, що належать до типів CJ і CH, є подвійними зорями, де одна зоря вважається гігантською зорею (або іноді червоним карликом), а інша — білим карликом . Зоря, яку зараз спостерігають, є гігантською зорею, з багатим на вуглець складом, накопиченим коли вона ще була зорею головної послідовності від свого супутника (тобто зорі, яка зараз є білим карликом), коли остання ще була класичною вуглецевою зорею. Ця фаза зоряної еволюції є відносно короткою, і більшість таких зір зрештою стають білими карликами. Зараз ці системи спостерігаються через порівняно довгий час після події масообміну, тому додатковий вуглець, який спостерігається в нинішньому червоному гіганті, не вироблявся в цій зорі. Цей сценарій також прийнято як походження барієвих зір, які також характеризуються як такі, що мають сильні спектральні особливості молекул вуглецю та барію (елемент s-процесу). Іноді зорі, у яких надлишок вуглецю утворився внаслідок цього перенесення маси, називають «зовнішніми» вуглецевими зорями, щоб відрізнити їх від «власних» зорі AGB, які виробляють вуглець всередині. Багато з цих зовнішніх вуглецевих зір недостатньо світяться або холодні, щоб створити власний вуглець, що було загадкою, поки не було виявлено їх подвійну природу.

Загадкові вуглецеві зорі з дефіцитом водню (HdC), що належать до спектрального класу C-Hd, здається, мають певне відношення до змінних R Coronae Borealis (RCB), але самі по собі не є змінними та не мають певного інфрачервоного випромінювання, типового для RCB:s. Відомо лише п’ять HdC:s, і жодна не є подвійною , тому зв’язок із некласичними вуглецевими зірками невідомий.

Інші менш переконливі теорії, такі як розбалансування циклу CNO та спалах гелію в ядрі, також були запропоновані як механізми збагачення вуглецем атмосфери менших вуглецевих зірок.

Інші характеристики Редагувати

Оптичне світлове зображення вуглецевої зірки VX Андромеди.

Більшість класичних вуглецевих зір є довгоперіодичними змінними .

Генерація міжзоряного пилу Редагувати

Через низьку поверхневу гравітацію до половини (або більше) загальної маси вуглецевої зорі може бути втрачено через потужні зоряні вітри . Залишки зорі, насичений вуглецем «пил», подібний до графіту, стають частиною міжзоряного пилу. Вважається, що цей пил є значним чинником у забезпеченні речовиною для створення наступних поколінь зір та їхніх планетних систем. Матеріал, що оточує вуглецеву зорю, може покривати її настільки, що пил поглинає все видиме світло.

Інші класифікації Редагувати

Інші типи вуглецевих зір включають:

  • CCS – Cool Carbon Star
  • CEMP – Carbon-Enhanced Metal-Poor
  • CGCS – холодна галактична вуглецева зоря

Використовувати як стандартні свічки Редагувати

Гістограма, що показує відносну кількість вуглецевих зірок LMC із заданою світністю в ближньому інфрачервоному діапазоні. Середнє значення позначено червоним кольором. Адаптовано з Ripoche et al. (2020)

Класичні вуглецеві зорі дуже яскраві, особливо в ближньому інфрачервоному діапазоні, тому їх можна виявити в найближчих галактиках. Через сильні особливості поглинання в їхніх спектрах вуглецеві зорі червоніші в ближньому інфрачервоному діапазоні, ніж зорі, багаті киснем, і їх можна ідентифікувати за фотометричними кольорами. Хоча окремі вуглецеві зорі не мають однакову світність, велика вибірка вуглецевих зір матиме функцію щільності ймовірності світності (PDF) із майже однаковим середнім значенням у подібних галактиках. Отже, середнє значення цієї функції можна використовувати як стандартну свічку для визначення відстані до галактики. Форма PDF може змінюватися залежно від середньої металічності зорі AGB у галактиці, тому важливо відкалібрувати цей індикатор відстані за допомогою кількох сусідніх галактик, відстані для яких відомі іншими засобами.

Дивись також Редагувати

Список літератури Редагувати

  1. Savina, Michael R.; Davis, Andrew M.; Tripa, C. Emil; Pellin, Michael J.; Clayton, Robert N.; Lewis, Roy S.; Amari, Sachiko; Gallino, Roberto та ін. (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. 
  2. Gottesman, S. (Spring 2009). Classification of Stellar Spectra: Some History. AST2039 Materials. Процитовано 21 березня 2012. 
  3. 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. 
  4. 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. 
  5. Spectral Atlas of Carbon Stars. Процитовано 21 березня 2012. 
  6. Tanaka, M. (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. 
  7. 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. 
  8. ↑ McClure, R. D. (1985). The Carbon and Related Stars. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 79: 277. Bibcode:1985JRASC..79..277M. 
  9. 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. 
  10. 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. 
  11. ↑ 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. Процитовано 14 грудня 2022. 
  12. 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. Процитовано 14 грудня 2022. 

Зовнішні посилання Редагувати

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри
Дата публікації:
Vugleceva zorya zorya S tipu ce yak pravilo zorya asimptotichnogo vidgaluzhennya gigantiv yaskravij chervonij gigant atmosfera yakogo mistit bilshe vuglecyu nizh oksigenu Dva elementi poyednuyutsya u verhnih sharah zori utvoryuyuchi oksid vuglecyu yakij spozhivaye bilshu chastinu kisnyu v atmosferi zalishayuchi atomi vuglecyu vilnimi dlya utvorennya inshih vuglecevih spoluk nadayuchi zori vrazhayuchij rubinovo chervonij viglyad Isnuyut takozh vuglecevi karliki ta vuglecevi nadgiganti prichomu bilsh poshireni giganti inodi nazivayut klasichnimi vuglecevimi zoryami shob rozrizniti yih U bilshosti zir takih yak Sonce atmosfera bagatsha na oksigen nizh na vuglec Tomu zvichajni zori yaki ne mayut vlastivostej vuglecevih zir ale dostatno holodni shob utvoryuvati oksid vuglecyu nazivayutsya zoryami bagatimi na kisen Vuglecevi zori mayut dosit vidminni spektralni harakteristiki i vpershe yih rozpiznav za svoyimi spektrami Andzhelo Sekki v 1860 h rokah v chas pionerstva v astronomichnij spektroskopiyi Zmist 1 Spektri 1 1 Sekki 1 2 Garvard 1 3 Sistema Morgana Kinana S 1 4 Pereglyanuta sistema Morgana Kinana 2 Astrofizichni mehanizmi 3 Inshi harakteristiki 3 1 Generaciya mizhzoryanogo pilu 4 Inshi klasifikaciyi 5 Vikoristovuvati yak standartni svichki 6 Divis takozh 7 Spisok literaturi 8 Zovnishni posilannyaSpektri Redaguvati nbsp Eshelle spektri vuglecevoyi zori UU AurigaeZa viznachennyam vuglecevi zirki mayut dominuyuchi spektralni smugi Svona vid molekuli C 2 Bagato inshih spoluk vuglecyu mozhut buti prisutni u visokih rivnyah takih yak CH CN cianogen C3 i SiC2 Vuglec utvoryuyetsya v yadri i cirkulyuye v jogo verhnih sharah rizko zminyuyuchi sklad shariv Krim vuglecyu elementi S procesu taki yak barij tehnecij i cirkonij utvoryuyutsya v spalahah obolonok i vityaguyutsya na poverhnyu 1 Koli astronomi rozrobili spektralnu klasifikaciyu vuglecevih zir voni zitknulisya zi znachnimi trudnoshami namagayuchis spivvidnesti spektri z efektivnimi temperaturami zir Problema polyagala v tomu sho ves atmosfernij vuglec prihovuvav liniyi poglinannya yaki zazvichaj vikoristovuyutsya yak indikatori temperaturi dlya zir Vuglecevi zori takozh demonstruyut bagatij spektr molekulyarnih linij na milimetrovih i submilimetrovih dovzhinah hvil U vuglecevij zori CW Leonis bulo viyavleno ponad 50 riznih mizhzoryanih molekul Cyu zirku chasto vikoristovuyut dlya poshuku novih mizhzoryanih molekul Sekki Redaguvati Vuglecevi zori buli vidkriti she v 1860 h rokah koli pioner spektralnoyi klasifikaciyi Andzhelo Sekki vstanoviv klas Sekki IV dlya vuglecevih zir yaki naprikinci 1890 h rokiv buli pereklasifikovani yak zirki klasu N 2 Garvard Redaguvati Vikoristovuyuchi cyu novu Garvardsku klasifikaciyu klas N piznishe bulo rozshireno klasom R dlya mensh nasichenih chervonih zir sho mayut spilni harakterni vuglecevi smugi spektru Tip MK R0 R3 R5 R8 Na Nbgigantskij ekv G7 G8 K1 K2 K2 K3 K5 M0 M2 M3 M3 M4T eff 4300 3900 3700 3450 Sistema Morgana Kinana S Redaguvati Piznishi klasi N girshe vidpovidayut analogichnim tipam M tomu sho Garvardska klasifikaciya lishe chastkovo bazuvalasya na temperaturi a takozh na vmisti vuglecyu tomu nezabarom stalo zrozumilo sho taka klasifikaciya vuglecevih zir bula nepovnoyu Zamist cogo bula vvedeno novij podvijnij klas zir C shob mati spravu z temperaturoyu ta vmistom vuglecyu Takij spektr vimiryanij dlya Y Canum Venaticorum buv viznachenij yak C54 de 5 vidnositsya do temperaturno zalezhnih harakteristik a 4 do intensivnosti smug C2 u spektri C54 duzhe chasto alternativno pishetsya C5 4 3 Cya klasifikaciya sistemi Morgana Kinana C zaminila stari klasifikaciyi RN z 1960 po 1993 rik Tip MK C0 C1 C2 C3 C4 C5 C6 C7gigantskij ekv G4 G6 G7 G8 G9 K0 K1 K2 K3 K4 K5 M0 M1 M2 M3 M4T eff 4500 4300 4100 3900 3650 3450 Pereglyanuta sistema Morgana Kinana Redaguvati Dvovimirna klasifikaciya Morgana Kinana S ne vipravdala ochikuvan tvorciv vona ne spivvidnositsya z vimiryuvannyami temperaturi na osnovi infrachervonogo viprominyuvannya spochatku buduchi dvovimirnim vona nezabarom bula rozshirena sufiksami CH CN j ta inshimi funkciyami sho robit yiyi nepraktichnoyu dlya masovogo analizu naselennya vuglecevih zir u chuzhih galaktikah i postupovo viyavilosya sho stari zori R i N naspravdi buli dvoma riznimi tipami vuglecevih zir yaki mali realne astrofizichne znachennya U 1993 roci Filip Kinan opublikuvav novu pereglyanutu klasifikaciyu Morgana Kinana yaka viznachila klasi CN CR i CH Piznishe buli dodani klasi CJ i C Hd 4 Ce vstanovilo sistemu klasifikaciyi yaka vikoristovuyetsya sogodni 5 klas spektr naselennya M V teoriya temperatura diapazon K 6 priklad i vidomijklasichni vuglecevi zoriCR vidrodzhennya starogo Garvardskogo klasu R vse she vidno na sinomu kinci spektra silni izotopni smugi nemaye posilenoyi liniyi Ba serednij disk pop I 0 chervoni giganti 5100 2800 S Cam 25CN vidrodzhennya starogo Garvardskogo klasu N silne difuzne sinye poglinannya inodi nevidime sinim elementi s procesu posileni porivnyano z sonyachnoyu kilkistyu slabki izotopni smugi tonkij disk pop I 2 2 AGB 3100 2600 R Lep 90neklasichni vuglecevi zoriCJ duzhe silni izotopni smugi C 2 i CN nevidomij nevidomij nevidomij 3900 2800 Yu CVn 20CH duzhe silne poglinannya CH Halo Pop II 1 8 yaskravi giganti perenesennya masi vsi CH s dvijkovi 7 5000 4100 V Ari TT CVn 20C Hd liniyi vodnyu ta smugi SN slabki abo vidsutni tonkij disk pop I 3 5 nevidomij HD 137613 7Astrofizichni mehanizmi RedaguvatiVuglecevi zori mozhna poyasniti bilsh nizh odnim astrofizichnim mehanizmom Klasichni vuglecevi zori vidriznyayutsya vid neklasichnih za masoyu prichomu klasichni vuglecevi zori ye bilsh masivnimi 8 U klasichnih vuglecevih zoryah yaki nalezhat do suchasnih spektralnih tipiv CR i CN vvazhayetsya sho velika kilkist vuglecyu ye produktom termoyadernogo sintezu geliyu zokrema potrijnogo alfa ciklu v zori yakogo giganti dosyagayut naprikinci svogo zhittya v asimptotichnomu vidgaluzhenni gigantiv AGB Ci produkti termoyadernogo sintezu buli vineseni na zoryanu poverhnyu epizodami konvekciyi tak zvane tretye zacherpuvannya pislya togo yak buli stvoreni vuglec ta inshi produkti Zazvichaj cej vid vuglecevoyi zori AGB zlivaye voden u vodnevij obolonci ale v epizodah rozdilenih 104 105 rokiv zorya peretvoryuyetsya na palayuchij gelij u obolonci todi yak vodnevij sintez timchasovo pripinyayetsya U cij fazi svitnist zori zrostaye i material iz vnutrishnoyi chastini zori zokrema vuglec ruhayetsya z nadr do verhnih shariv Oskilki svitnist zrostaye zorya rozshiryuyetsya tak sho sintez geliyu pripinyayetsya i gorinnya vodnevoyi obolonki pochinayetsya znovu Pid chas cih geliyevih spalahiv obolonki vtrata masi zoreyu ye znachnoyu i pislya bagatoh spalahiv geliyevoyi obolonki zorya AGB peretvoryuyetsya na garyachogo bilogo karlika a yiyi atmosfera staye materialom dlya planetarnoyi tumannosti Vvazhayetsya sho neklasichni tipi vuglecevih zir sho nalezhat do tipiv CJ i CH ye podvijnimi zoryami de odna zorya vvazhayetsya gigantskoyu zoreyu abo inodi chervonim karlikom a insha bilim karlikom Zorya yaku zaraz sposterigayut ye gigantskoyu zoreyu z bagatim na vuglec skladom nakopichenim koli vona she bula zoreyu golovnoyi poslidovnosti vid svogo suputnika tobto zori yaka zaraz ye bilim karlikom koli ostannya she bula klasichnoyu vuglecevoyu zoreyu Cya faza zoryanoyi evolyuciyi ye vidnosno korotkoyu i bilshist takih zir zreshtoyu stayut bilimi karlikami Zaraz ci sistemi sposterigayutsya cherez porivnyano dovgij chas pislya podiyi masoobminu tomu dodatkovij vuglec yakij sposterigayetsya v ninishnomu chervonomu giganti ne viroblyavsya v cij zori 8 Cej scenarij takozh prijnyato yak pohodzhennya bariyevih zir yaki takozh harakterizuyutsya yak taki sho mayut silni spektralni osoblivosti molekul vuglecyu ta bariyu element s procesu Inodi zori u yakih nadlishok vuglecyu utvorivsya vnaslidok cogo perenesennya masi nazivayut zovnishnimi vuglecevimi zoryami shob vidrizniti yih vid vlasnih zori AGB yaki viroblyayut vuglec vseredini Bagato z cih zovnishnih vuglecevih zir nedostatno svityatsya abo holodni shob stvoriti vlasnij vuglec sho bulo zagadkoyu poki ne bulo viyavleno yih podvijnu prirodu Zagadkovi vuglecevi zori z deficitom vodnyu HdC sho nalezhat do spektralnogo klasu C Hd zdayetsya mayut pevne vidnoshennya do zminnih R Coronae Borealis RCB ale sami po sobi ne ye zminnimi ta ne mayut pevnogo infrachervonogo viprominyuvannya tipovogo dlya RCB s Vidomo lishe p yat HdC s i zhodna ne ye podvijnoyu 9 tomu zv yazok iz neklasichnimi vuglecevimi zirkami nevidomij Inshi mensh perekonlivi teoriyi taki yak rozbalansuvannya ciklu CNO ta spalah geliyu v yadri takozh buli zaproponovani yak mehanizmi zbagachennya vuglecem atmosferi menshih vuglecevih zirok Inshi harakteristiki Redaguvati nbsp Optichne svitlove zobrazhennya vuglecevoyi zirki VX Andromedi Bilshist klasichnih vuglecevih zir ye dovgoperiodichnimi zminnimi Generaciya mizhzoryanogo pilu Redaguvati Cherez nizku poverhnevu gravitaciyu do polovini abo bilshe zagalnoyi masi vuglecevoyi zori mozhe buti vtracheno cherez potuzhni zoryani vitri Zalishki zori nasichenij vuglecem pil podibnij do grafitu stayut chastinoyu mizhzoryanogo pilu 10 Vvazhayetsya sho cej pil ye znachnim chinnikom u zabezpechenni rechovinoyu dlya stvorennya nastupnih pokolin zir ta yihnih planetnih sistem Material sho otochuye vuglecevu zoryu mozhe pokrivati yiyi nastilki sho pil poglinaye vse vidime svitlo Inshi klasifikaciyi RedaguvatiInshi tipi vuglecevih zir vklyuchayut CCS Cool Carbon Star CEMP Carbon Enhanced Metal Poor CEMP no zorya nizkim vmistom vuglecyu ta bidnim vmistom metalu bez posilennya elementiv utvorenih r procesom abo s procesom nukleosintezu CEMP r zorya z nizkim vmistom vuglecyu ta zbidnennyam metaliv iz pokrashennyam elementiv utvorenih nukleosintezom r procesu CEMP s zorya z nizkim vmistom vuglecyu ta zbidnennya na metali z pokrashennyam elementiv otrimanih za dopomogoyu s procesu nukleosintezu CEMP r s zorya z nizkim vmistom vuglecyu ta zbidnennyam na metali z pokrashenim vmistom elementiv utvorenih yak r procesom tak i s procesom nukleosintezu CGCS holodna galaktichna vugleceva zoryaVikoristovuvati yak standartni svichki Redaguvati nbsp Gistograma sho pokazuye vidnosnu kilkist vuglecevih zirok LMC iz zadanoyu svitnistyu v blizhnomu infrachervonomu diapazoni Serednye znachennya poznacheno chervonim kolorom Adaptovano z Ripoche et al 2020 11 Klasichni vuglecevi zori duzhe yaskravi osoblivo v blizhnomu infrachervonomu diapazoni tomu yih mozhna viyaviti v najblizhchih galaktikah Cherez silni osoblivosti poglinannya v yihnih spektrah vuglecevi zori chervonishi v blizhnomu infrachervonomu diapazoni nizh zori bagati kisnem i yih mozhna identifikuvati za fotometrichnimi kolorami 12 Hocha okremi vuglecevi zori ne mayut odnakovu svitnist velika vibirka vuglecevih zir matime funkciyu shilnosti jmovirnosti svitnosti PDF iz majzhe odnakovim serednim znachennyam u podibnih galaktikah Otzhe serednye znachennya ciyeyi funkciyi mozhna vikoristovuvati yak standartnu svichku dlya viznachennya vidstani do galaktiki Forma PDF mozhe zminyuvatisya zalezhno vid serednoyi metalichnosti zori AGB u galaktici tomu vazhlivo vidkalibruvati cej indikator vidstani za dopomogoyu kilkoh susidnih galaktik vidstani dlya yakih vidomi inshimi zasobami 11 Divis takozh RedaguvatiZori S tipu shozha ale ne taka ekstremalna Tehneciyeva zorya inshij tip himichno pekulyarnih zirok La Superba odna z najbilsh vidomih vuglecevih zirSpisok literaturi Redaguvati Savina Michael R Davis Andrew M Tripa C Emil Pellin Michael J Clayton Robert N Lewis Roy S Amari Sachiko Gallino Roberto ta in 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 rekomenduyetsya displayauthors dovidka Gottesman S Spring 2009 Classification of Stellar Spectra Some History AST2039 Materials Procitovano 21 bereznya 2012 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 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 Spectral Atlas of Carbon Stars Procitovano 21 bereznya 2012 Tanaka M 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 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 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 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 Wallerstein George Knapp Gillian R September 1998 CARBON STARS Annual Review of Astronomy and Astrophysics 36 1 369 433 Bibcode 1998ARA amp A 36 369W doi 10 1146 annurev astro 36 1 369 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 Procitovano 14 grudnya 2022 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 Procitovano 14 grudnya 2022 Zovnishni posilannya RedaguvatiSpisok 110 vuglecevih zirok Vklyuchaye nomer HD vtorinna identifikaciya dlya bilshosti polozhennya v pryamomu shodzhenni ta vidminenni velichina spektr diapazon zoryanih velichin dlya zminnih zirok period zminnosti ciklu Otrimano z https uk wikipedia org w index php title Vuglecevi zori amp oldid 40635079