Αστέρας άνθρακα
Αστέρας άνθρακα (carbon star) ονομάζεται κάθε ψυχρός ερυθρός αστέρας του οποίου η ατμόσφαιρα περιέχει περισσότερο άνθρακα από ό,τι οξυγόνο. Τα δύο αυτά στοιχεία ενώνονται χημικώς στα ανώτερα στρώματα του αστέρα, σχηματίζοντας μονοξείδιο του άνθρακα, και αν ο άνθρακας υπερτερεί, τότε όλο το οξυγόνο της αστρικής ατμόσφαιρας καταναλώνεται, αφήνοντας άτομα άνθρακα να συνδυασθούν μεταξύ τους, δίνοντας στον αστέρα μία «αιθαλώδη» ατμόσφαιρα και ζωηρό κόκκινο χρώμα, παρόμοιο με του ρουμπινιού.
Στους συνήθεις αστέρες (όπως είναι ο Ήλιος), η ατμόσφαιρα είναι πλουσιότερη σε οξυγόνο, παρά σε άνθρακα. Τέτοιοι αστέρες, όταν είναι αρκετά ψυχροί ώστε να σχηματίζουν μονοξείδιο του άνθρακα, αποκαλούνται «αστέρες πλούσιοι σε οξυγόνο».
Οι αστέρες άνθρακα έχουν πολύ ξεχωριστά φασματικά χαρακτηριστικά και αναγνωρίσθηκαν ως ξεχωριστός τύπος από τα φάσματά τους από τον Άντζελο Σέκι κατά τη δεκαετία του 1860, στις απαρχές της αστρονομικής φασματοσκοπίας.
Αστροφυσικοί μηχανισμοί
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Η ύπαρξη αστέρων άνθρακα μπορεί να εξηγηθεί από περισσότερες της μιας αστροφυσικές διεργασίες. Οι κλασικοί αστέρες άνθρακα διακρίνονται από τους μη κλασικούς με κριτήριο τη μάζα τους, που είναι μεγαλύτερη στην πρώτη περίπτωση[1].
Στους κλασικούς αστέρες άνθρακα, που σήμερα κατατάσσονται στους φασματικούς τύπους C-R και C-N, ο άνθρακας θεωρείται ότι παράγεται από την πυρηνική σύντηξη ηλίου, και συγκεκριμένα από τη διαδικασία των τριών α στο εσωτερικό των αστέρων, η οποία στους γίγαντες αστέρες λαβαίνει χώρα κοντά στο τέλος της ζωής τους, στον ασυμπτωτικό κλάδο των γιγάντων (AGB). Τα προϊόντα της συντήξεως αυτής ανεβαίνουν στην επιφάνεια του αστέρα κατά τη διάρκεια επεισοδίων ρευμάτων μεταφοράς. συνήθως αυτό το είδος αστέρων άνθρακα του AGB συντήκει υδρογόνο σε ένα κέλυφος γύρω από τις κεντρικές περιοχές του, αλλά σε «επεισόδια» που χωρίζονται μεταξύ τους από 10 ως 100 χιλιάδες έτη ο αστέρας μετατρέπεται σε συντήκον ήλιο σε τέτοιο κέλυφος, ενώ η σύντηξη του υδρογόνου παύει προσωρινά. Σε αυτή τη φάση, η λαμπρότητα του αστέρα αυξάνεται και υλικό από το εσωτερικό ανέρχεται προς την επιφάνεια, μεταξύ του οποίου και άνθρακας. Επειδή η λαμπρότητα αυξάνεται, ο αστέρας διαστέλλεται και έτσι η σύντηξη ηλίου σταματά, οπότε επαναρχίζει η σύντηξη υδρογόνου σε κέλυφος. Κατά τη διάρκεια αυτών των αναλαμπών ηλίου σε κέλυφος η απώλεια μάζας από τον αστέρα είναι σημαντική, ώστε μετά από πολλά τέτοια επεισόδια, ένας αστέρας του AGB μετατρέπεται σε θερμό λευκό νάνο και η ατμόσφαιρά του διαχέεται στο διάστημα ως πλανητικό νεφέλωμα.
Οι «μη κλασικοί» αστέρες άνθρακα, που ανήκουν στους φασματικούς τύπους C-J και C-H, πιστεύεται ότι είναι διπλοί αστέρες, στους οποίους ο ένας αστέρας είναι γίγαντας ή (κάποτε) ερυθρός νάνος, ενώ ο άλλος είναι λευκός νάνος. Ο αστέρας που παρατηρείται σήμερα στο εξελικτικό στάδιο του γίγαντα, προσαυξήθηκε με πλούσιο σε άνθρακα υλικό όταν βρισκόταν ακόμα στην Κύρια ακολουθία από τον συνοδό του (τον αστέρα που σήμερα είναι ο λευκός νάνος) όταν ο τελευταίος ήταν ακόμα ένας κλασικός αστέρας άνθρακα. Αυτή η εξελικτική φάση διαρκεί σχετικώς λίγο, και οι περισσότεροι τέτοιοι αστέρες καταλήγουν ως λευκοί νάνοι. Σήμερα παρατηρούμε αυτά τα συστήματα αρκετά μετά το επεισόδιο μεταφοράς μάζας.[1] Αυτό το σενάριο γίνεται αποδεκτό και ως ο τρόπος προελεύσεως των αστέρων βαρίου, που χαρακτηρίζονται επίσης από έντονες φασματικές γραμμές μορίων του άνθρακα και του βαρίου. Κάποτε οι αστέρες των οποίων ο επιπλέον άνθρακας προήλθε από την παραπάνω μεταφορά μάζας αποκαλούνται και «εξωγενείς» ("extrinsic") αστέρες άνθρακα προς διαχωρισμό τους από τους «ενδογενείς» αστέρες άνθρακα του AGB που παράγουν τον άνθρακα στο εσωτερικό τους. Πολλοί εξωγενείς αστέρες άνθρακα δεν είναι αρκετά λαμπροί ώστε να έχουν δημιιουργήσει τον δικό τους άνθρακα, πράγμα που θα αποτελούσε αίνιγμα αν δεν ήταν μέλη διπλών συστημάτων αστέρων.
Οι ανερμήνευτοι «φτωχοί σε υδρογόνο αστέρες άνθρακα» (hydrogen deficient carbon stars, HdC), που ανήκουν στον φασματικό τύπο C-Hd, φαίνεται να έχουν κάποια σχέση με τους μεταβλητούς αστέρες τύπου R Βορείου Στεφάνου, αλλά δεν είναι οι ίδιοι μεταβλητοί και στερούνται μία συγκεκριμένη υπέρυθρη ακτινοβολία που χαρακτηρίζει τους R Βορείου Στεφάνου. Μόνο πέντε αστέρες HdC είναι γνωστοί και κανένας τους δεν φαίνεται να είναι διπλός[2], ώστε η σχέση με τους μη κλασικούς αστέρες άνθρακα είναι άγνωστη.
Τα φάσματα των αστέρων άνθρακα
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Από τον ορισμό τους οι αστέρες άνθρακα έχουν κυρίαρχες ταινίες του Swan από μοριακό C2. Πολλές άλλες ενώσεις του άνθρακα μπορεί να είναι παρούσες σε μεγάλες ποσότητες, όπως οι CH, CN (δικυάνιο), C3 και SiC2. Εκτός από τον άνθρακα, στους κλασικούς αστέρες άνθρακα έρχονται στην επιφάνεια με τον ίδιο τρόπο και άλλα στοιχεία που προκύπτουν από τη σύντηξη ηλίου και τη σύλληψη αργών νετρονίων, όπως το λίθιο και το βάριο.
Κατά τη φασματική ταξινόμηση των αστέρων άνθρακα οι αστροφυσικοί αντιμετώπισαν σημαντική δυσκολία προσπαθώντας να συσχετίσουν τα φάσματα με τις ενεργές θερμοκρασίες τους, καθώς ο ατμοσφαιρικός άνθρακας απέκρυπτε τις γραμμές απορροφήσεως που χρησιμοποιούνται συνήθως ως δείκτες θερμοκρασίας για τους αστέρες.
Από την άλλη, οι αστέρες άνθρακα εμφανίζουν επίσης ένα πλούσιο φάσμα μοριακών γραμμών στα χιλιοστομετρικά και υποχιλιοστομετρικά μήκη κύματος. Για παράδειγμα, στον αστέρα άνθρακα IRC+10216 έχουν καταγραφεί περισσότερα από 50 διαφορετικά περιαστρικά μόρια.
Ταξινόμηση Σέκι
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Οι αστέρες άνθρακα ανακαλύφθηκαν ήδη από τη δεκαετία του 1860, όταν ο πρωτοπόρος της φασματικής ταξινομήσεως πατήρ Άντζελο Σέκι προσέθεσε τη νέα φασματική του τάξη IV για να περιγράψει τους αστέρες άνθρακα, οι οποίοι κατά τα τέλη του 19ου αιώνα αναταξινομήθηκαν στον φασματικό τύπο «N».[3]
Ταξινόμηση Χάρβαρντ
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Αργότερα, σύμφωνα με την Ταξινόμηση Χάρβαρντ, ο τύπος ή τάξη N συμπληρώθηκε με μία τάξη R για λιγότερο κόκκινους αστέρες που είχαν τις ίδιες γραμμές άνθρακα στα φάσματά τους.
| Τύπος MK | R0 | R3 | R5 | R8 | Na | Nb |
| Ισοδύν.γίγαντα | G7-G8 | K1-K2 | ~K2-K3 | K5-M0 | ~M2-M3 | M3-M4 |
| Teff | 4300 | 3900 | ~3700 | 3450 | --- | --- |
Σύστημα C των Morgan-Keenan
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Οι μεταγενέστεροι φασματικοί τύποι N ταίριαζαν λιγότερο καλά με τους αντίστοιχους τύπους M ερυθρών αστέρων, επειδή η ταξινόμηση του Χάρβαρντ βασιζόταν μόνο εν μέρει στη θερμοκρασία και στην αφθονία του άνθρακα. Σύντομα λοιπόν έγινε σαφές ότι αυτή η ταξινόμηση των αστέρων άνθρακα ήταν ατελής. Αντί για αυτή, επινοήθηκε μία νέα φασματική τάξη αστέρων, η «C», σε συνδυασμό με δύο αριθμούς. Σε αυτή την κλίμακα, ο φωτεινός αστέρας άνθρακα Λα Σουπέρμπα ταξινομείται ως C54, όπου ο αριθμός 5 αναφέρεται στο θερμοκρασιακό φάσμα και ο 4 στην ένταση των ταινιών του Swan. (Το C54 γράφεται εξίσου συχνά και ως C5,4).[4] Αυτή η ταξινόμηση των Morgan–Keenan αντικατέστησε τις παλαιότερες ταξινομήσεις R-N.
| Τύπος MK | C0 | C1 | C2 | C3 | C4 | C5 | C6 | C7 |
| Ισοδύν.γίγαντα | G4-G6 | G7-G8 | G9-K0 | K1-K2 | K3-K4 | K5-M0 | M1-M2 | M3-M4 |
| Teff | 4500 | 4300 | 4100 | 3900 | 3650 | 3450 | --- | --- |
Το αναθεωρημένο σύστημα Morgan-Keenan
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Η διδιάστατη ταξινόμηση C των Morgan–Keenan δεν ικανοποίσε τις προσδοκίες των εισηγητών της, επειδή:
- Δεν συμφωνούσε με τους υπολογισμούς της θερμοκρασίας που βασίζονταν σε παρατηρήσεις στο υπέρυθρο,
- αρχικώς διδιάστατη, ενισχύθηκε με πρόσθετους χαρακτηρισμούς CH, CN, j κ.ά., που την κατέστησαν δύσχρηστη για αναλύσεις ολόκληρων πληθυσμών αστέρων άνθρακα σε άλλους γαλαξίες, και
- βαθμιαία έγινε αντιληπτό ότι οι παλαιά χαρακτηριζόμενοι R και N αποτελούσαν στην πραγματικότητα δύο ξεχωριστούς τύπους αστέρων άνθρακα, με πραγματικά διαφορετική αστροφυσική σημασία.
Μία αναθεωρημένη ταξινόμηση Morgan-Keenan δημοσιεύθηκε το 1993 από τον Φίλιπ Κήναν. Σε αυτήν ορίζονταν οι τάξεις: C-N, C-R και C-H. Αργότερα προστέθηκαν και οι τάξεις C-J και C-Hd.[5] Αυτό είναι το καθιερωμένο ταξινομικό σύστημα που χρησιμοποιείται σήμερα[6].
| Τάξη | Φάσμα | Πληθυσμός | MV | Θεωρία | Περιοχή θερμοκρ, (K)[7] |
Παραδείγματα | Αριθ. αστέρ. |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| classical carbon stars | |||||||
| C-R: | Η παλιά τάξη R. Ισχυρές ισοτοπικές ταινίες, η γραμμή του Ba δεν είναι ενισχυμένη. | Ενδιάμεσος δίσκος, πληθ. Ι | 0 | ερυθροί γίγαντες; | 5100-2800 | S Cam | ~25 |
| C-N: | Η παλιά τάξη N. Ισχυρή διάχυτη απορρόφηση στο κυανό, στοιχεία της διαδικασίας s ενισχυμένα πάνω από την ηλιακή συγκέντρωση, ασθενείς ισοτοπικές ταινίες. | Λεπτός δίσκος, πληθ. Ι | -2.2 | AGB | 3100-2600 | R Lep | ~90 |
| non-classical carbon stars | |||||||
| C-J: | Πολύ ισχυρές ισοτοπικές ταινίες C2 και CN | άγνωστος | άγνωστο | άγνωστη | 3900-2800 | Y CVn | ~20 |
| C-H: | very strong CH absorption | halo pop II | -1.8 | bright giants, mass transfer (all C-H:s are binary [8]) | 5000-4100 | V Ari, TT CVn | ~20 |
| C-Hd: | hydrogen lines and CH bands weak or absent | thin disc pop I | -3.5 | unknown | ? | HD 137613 | ~7 |
Παρατηρησιακά θέματα και εξέλιξη
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Οι περισσότεροι κλασικοί αστέρες άνθρακα είναι μεταβλητοί αστέρες μακράς περιόδου.
Εξαιτίας της μικρής ευαισθησίας της νυκτερινής (σκοτωπικής) οράσεως στο ερυθρό και της αργής προσαρμογής των ευαίσθητων στο ερυθρό οφθαλμικών κυττάρων στο αστρικό φως, οι ερασιτέχνες αστρονόμοι που εκτιμούν με το μάτι μεγέθη ερυθρών μεταβλητών, και ιδίως αστέρων άνθρακα, πρέπει να λαβαίνουν υπ' όψη τους το φαινόμενο Purkinje προκειμένου να μην υποεκτιμούν τη φωτεινότητα του παρατηρούμενου αστέρα.
Σπορείς διαστρικού άνθρακα
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Εξαιτίας της μικρής τους επιφανειακής βαρύτητας, μέχρι και το μισό (ή και ακόμα παραπάνω) της ολικής μάζας ενός αστέρα άνθρακα μπορεί να χαθεί εκτινασσόμενο με τον αστρικό άνεμο. Με τον τρόπο αυτό, η αστρική τους «σκόνη», πλούσια σε άνθρακα παρόμοιο με τον γραφίτη, διαχέεται στη διαστρική σκόνη, η οποία παρέχει πρώτες ύλες στα μοριακά νέφη από τα οποία δημιουργούνται οι επόμενες γενεές αστέρων και των πλανητικών τους συστημάτων. Το υλικό που περιβάλλει έναν αστέρα άνθρακα μπορεί να είναι τόσο πολύ, ώστε η σκόνη να απορροφά όλο το ορατό φως του.
Δείτε επίσης
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- Αστέρας βαρίου
- Αστέρας τύπου S
- Αστέρας τεχνητίου
- Μαρκ Αάρονσον, αξιόλογος ερευνητής των αστέρων άνθρακα
Παραδείγματα αστέρων άνθρακα
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- R Λαγωού, γνωστός και ως «Πορφυρός Αστέρας του Χιντ»
- IRC +10216 ή CW Λέοντος, ο πλέον μελετημένος αστέρας άνθρακα και ο φωτεινότερος του ουρανού στο φίλτρο N
- Λα Σουπέρμπα, ο Y Θηρευτικών Κυνών, από τους φωτεινότερους αστέρες άνθρακα
Παραπομπές
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- ↑ 1,0 1,1 McClure, R.D. (1985). «The Carbon and Related Stars». Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 79: 277. Bibcode: 1985JRASC..79..277. https://archive.org/details/sim_journal-of-the-royal-astronomical-society-of-canada_1985-10_79_5/page/n82.
- ↑ Clayton, G. C. (1996). «The R Coronae Borealis Stars». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 108: 225. doi:. Bibcode: 1996PASP..108..225C.
- ↑ Gottesman, S. (Άνοιξη 2009). «Classification of Stellar Spectra: Some History». AST2039 Materials. Ανακτήθηκε στις 21 Μαρτίου 2012.
- ↑ Keenan, P.C.; Morgan, W.W. (1941). «The Classification of the Red Carbon Stars». The Astrophysical Journal 94: 501. doi:. Bibcode: 1941ApJ....94..501K. https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1941-11_94_3/page/501.
- ↑ Keenan, P.C. (1993). «Revised MK Spectral Classification of the Red Carbon Stars». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 105: 905. doi:. Bibcode: 1993PASP..105..905K.
- ↑ «Spectral Atlas of Carbon Stars». Ανακτήθηκε στις 21 Μαρτίου 2012.
- ↑ Tanaka, M. (2007). «Near-Infrared Spectra of 29 Carbon Stars: Simple Estimates of Effective Temperature». Publications of the Astronomical Society of Japan 59: 939. doi:. Bibcode: 2007PASJ...59..939T.
- ↑ McClure, R. D.; Woodsworth, A. W. (1990). «The Binary Nature of the Barium and CH Stars. III – Orbital Parameters». The Astrophysical Journal 352: 709. doi:. Bibcode: 1990ApJ...352..709M. https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1990-04-01_352_2/page/n324.
Εξωτερικοί σύνδεσμοι
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]