Estrella de carbono

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Una estrella de carbono es un tipo posterior de estrella gigante roja  ordinaria (u ocasionalmente enana roja ) que contiene más carbono que oxígeno en su atmósfera ; los dos componentes se mezclan en las capas superiores de la estrella, formando monóxido de carbono , que une todo el oxígeno de la atmósfera, dejando libres los átomos de carbono para formar otros compuestos de carbono, dando a la estrella una atmósfera "negruzca" y un aspecto rojo brillante cuando visto desde el exterior.

Las características espectrales de estas estrellas son bastante características, y Angelo Secchi las clasificó por primera vez por espectro en la década de 1860, un pionero en la espectroscopia astronómica . En una estrella "normal" (como el Sol ), la atmósfera está más saturada de oxígeno que de carbono.

Historial de descubrimientos

En 1868, Angelo Secchi , molesto por no poder viajar a la India para observar el eclipse solar total del 18 de agosto de 1868, se quedó en su casa en Roma e informó a laAcademia de Ciencias de Franciasobre el descubrimiento de una nuevaclase espectral deestrellas: la clase IV. El descubrimiento se realizó sobre la base de la observación visual de estrellas rojas desdeel observatorio del Colegio Romano, ubicado en lo alto de la iglesiade Sant'Ignazio. En su trabajo pionero, Secchi informa sobre una extraña estrella delLalandeque asignó a esta clase, muy probablemente la estrella ahora llamadaW Orionis [Comm. 1]. En el siguiente trabajo, enumera 17 de esas estrellas. Y un año después, en 1869, escribe que las líneas espectrales características de esta clase son las líneas de absorción de uncarbono[1].

Mecanismos astrofísicos

El contenido de carbono de las estrellas se explica por más de un mecanismo astrofísico. McClure [2] distinguió entre estrellas de carbono clásicas y no clásicas (que son menos masivas).

En las estrellas de carbono clásicas de los tipos espectrales CR y CN modernos, un exceso de carbono, que se cree que es un producto de la combustión de helio durante el proceso triple alfa dentro de la estrella, aparece en el gigante cerca del final de su existencia en el gigante asintótico. sucursal (AGB). El carbono y otros productos de fusión se mueven hacia la superficie de la estrella como resultado de la extracción , como resultado de lo cual su atmósfera se enriquece con carbono [3] . Por lo general, este tipo de estrella de carbono AVG existe debido a la combustión de hidrógeno en la capa de hidrógeno, pero periódicamente durante 10 4 −10 5 años se inicia el proceso de quema de helio en la capa de helio y la combustión de hidrógeno se detiene temporalmente. En esta etapa, la luminosidad de la estrella aumenta y la materia del interior de la estrella (en particular, el carbono) se mueve hacia la superficie. A medida que aumenta el brillo, la estrella se expande de modo que se detiene la quema de helio y se reanuda la quema de hidrógeno en las capas exteriores. Durante estos destellos de helio en la capa, se produce una importante pérdida de masa de la estrella y, tras muchos destellos de helio en las capas exteriores, la estrella AVG se transforma en una enana blanca y su atmósfera se convierte en material para una nebulosa planetaria .

Los tipos no clásicos de estrellas de carbono de las clases espectrales CJ y CH se consideran estrellas binarias , donde una de las estrellas observadas es una gigante (u ocasionalmente una enana roja ), y la otra es una enana blanca . La estrella que actualmente se observa como un gigante estaba cubierta de materia rica en carbono cuando todavía era una estrella de secuencia principal . Recibió la sustancia de su compañera (es decir, la estrella que actualmente es una enana blanca), cuando esta última era todavía una estrella de carbono clásica. Esta fase de evolución estelar es relativamente corta y la mayoría de estas estrellas eventualmente se convierten en enanas blancas. Vemos tales sistemas durante un tiempo relativamente largo después de la transferencia de masa, por lo que se observa carbono adicional en la gigante roja existente sin generarlo dentro de la estrella. [4] Este escenario también es adecuado para describir el origen de las estrellas de bario , que también se caracterizan por la presencia de fuertes líneas espectrales de moléculas de carbono y bario (elemento del proceso s ). A veces, las estrellas que producen un exceso de carbono debido a esta transferencia de masa se denominan estrellas de carbono "externas" para distinguirlas de las estrellas de secuencia asintótica "internas", en las que el carbono se produce en las capas internas. Muchas de estas estrellas exteriores de carbono no brillan o son lo suficientemente frías como para producir su propio carbono, cuya presencia era un misterio hasta que se descubrió la naturaleza binaria de tales estrellas.

Las misteriosas estrellas de carbono deficientes en hidrógeno (HdC) parecen tener algo que ver con la variable R Coronae Borealis, RCB, aunque ellas mismas no son variables y tienen una radiación IR insuficiente en el rango característico de las estrellas RCB. Solo se conocen cinco estrellas HdC, y ninguna de ellas es binaria. Por lo tanto, no se sabe si son estrellas de carbono "externas" no clásicas.

También se han propuesto otras hipótesis menos convincentes para explicar el mecanismo de enriquecimiento de carbono en las atmósferas de estrellas pequeñas, como el desequilibrio del ciclo CNO y la llamarada de Helio en el núcleo.

El espectro de una estrella de carbono

Por definición, las estrellas de carbono tienen una banda de espectro dominante debido a la molécula C 2 . Otros compuestos de carbono también pueden tener niveles elevados, como CH, CN ( cian ), C 3 y SiC 2 . El carbono se forma en el núcleo y se extiende a las capas superiores, cambiando drásticamente la composición de las capas. Otros elementos se forman por la descomposición del helio , y el proceso s también aumenta su producción de la misma manera, lo que crea litio y bario .

Cuando los astrónomos desarrollaron una clasificación espectral para las estrellas de carbono, tuvieron considerables dificultades para tratar de relacionar los espectros con las temperaturas efectivas de las estrellas. El problema era que todo el carbono atmosférico oscurecía las líneas de absorción comúnmente utilizadas para determinar la temperatura de las estrellas.

Secchi

Las estrellas de carbono se descubrieron ya en la década de 1860, cuando el pionero de la clasificación espectral, Angelo Secchi, las asignó a la clase IV en su clasificación, que data de la década de 1890. fue reclasificado a clase N. [5]

Harvard

Usando la nueva clasificación de Harvard, la clase N se complementó más tarde con una clase R para estrellas que no eran tan rojas oscuras pero que tenían las mismas líneas de carbono características en el espectro. Posteriormente, la correlación de esta secuencia RN con el espectro generalmente aceptado mostró que la distribución de temperatura en ella corre aproximadamente paralela a las clases espectrales del diagrama de Hertzsprung-Russell desde G7 a M0. [6]

Tipo MK R0 R3 R5 R8 N / A Nótese bien
equivalente gigante. G7-G8 K1-K2 ~K2-K3 K5-M0 ~M2-M3 M3-M4
T eff 4300 3900 ~3700 3450 — —

Sistema C de Morgan-Keenan

Las últimas clases N no se correlacionan del todo con sus contrapartes de tipo M, ya que la clasificación de Harvard se basa no solo en la temperatura, sino también en el exceso de carbono; por lo tanto, pronto quedó claro que este tipo de clasificación de las estrellas de carbono era incompleta. En cambio, se introdujo una nueva clase "C" con un índice doble para tener en cuenta tanto la temperatura como el exceso de carbono. Así, a la estrella La Superba se le asignó la clase C5 4 , donde 5 indica características de temperatura y 4 indica la intensidad de la línea C 2 en el espectro. (C5 4 se escribe muy a menudo como C5, 4). [7]

Tipo MK C0 C1 C2 C3 C4 C5 C6 C7
equivalente gigante. G4-G6 G7-G8 G9-K0 K1-K2 K3-K4 K5-M0 M1-M2 M3-M4
T eff 4500 4300 4100 3900 3650 3450 — —

Sistema Morgan-Keenan revisado

Esta clasificación bidimensional reemplazó la antigua clasificación RN durante 1960-1993, pero el sistema C de Morgan-Keenan no cumplió con las expectativas de los creadores:

  1. No corresponde a mediciones de temperatura basadas en radiación infrarroja.
  2. Originalmente era bidimensional, pero pronto se amplió con CH, CN, j y otras mejoras, lo que hizo que el sistema no fuera práctico para analizar poblaciones de estrellas de carbono en galaxias distantes.
  3. Con el tiempo, se descubrió que las viejas estrellas R y N son en realidad dos tipos diferentes de estrellas de carbono, y esto tiene importantes implicaciones astrofísicas.

Una nueva revisión de la clasificación Morgan-Keenan fue publicada en 1993 por Philip Keenan, quien definió las clases CN, CR y CH. Posteriormente se agregaron las clases CJ y C-Hd. [8] Así es como se usa hoy: [9]

Clase espectro concentración MV [ 10] teoría ejemplo(s) número de
conocidos
estrellas de carbono clásicas
RC: regreso de la antigua clase Harvard R: todavía visible en la parte azul del espectro, bandas isotópicas fuertes, sin ampliación de la línea de bario disco medio conc. yo 0 gigantes rojas? Jirafa ~25
CN: regreso de la antigua clase N de Harvard: fuerte absorción difusa de azul, a veces invisibilidad en azul, elementos del proceso s aumentan el exceso solar, bandas isotópicas débiles disco delgado conc. yo -2.2 Secuencia gigante asintomática Liebre R ~90
estrellas de carbono no clásicas
CJ: banda isotópica C 2 y CN muy fuerte desconocido desconocido desconocido La Superba (Y Canum Venaticorum) ~20
CH: muy fuerte absorción de CH hola, conc. II -1.8 gigantes brillantes, transferencia de masa (todos los CH son binarios [11] ) V Arietis , TT Canum venaticorum ~20
CHD: las líneas de hidrógeno y las bandas CH son débiles o están ausentes disco delgado, conc. yo -3.5 desconocido HD 137613 ~7

Otras cualidades

La mayoría de las estrellas de carbono clásicas son estrellas variables : estrellas variables irregulares y semirregulares.

Observación de estrellas de carbono

Debido a la insensibilidad de la visión nocturna a la luz roja y la lenta adaptación de los sensibles bastones rojos de los ojos a la luz de las estrellas, los astrónomos aficionados, al calcular la magnitud aparente del enrojecimiento de las estrellas variables (especialmente las estrellas de carbono), deben tener en cuenta la efecto Purkinje para no sobrestimar el brillo de la estrella observada.

Propagación interestelar del carbono

Debido a su propia baja gravedad cerca de la superficie, la mitad (o más) de la masa total de carbono de la estrella puede perderse en forma de poderosos vientos estelares . Por lo tanto, los restos de estrellas - "polvo" rico en carbono, similar al grafito , se convierte en parte del polvo interestelar . Este polvo se considera un factor importante en la obtención de la sustancia inicial para la formación de las siguientes generaciones de estrellas, planetas y sus sistemas planetarios. La materia que rodea a una estrella de carbono puede oscurecerla ya que el polvo absorbe toda la luz visible.

Véase también

Notas

Comentarios
  1. ↑ como W Orionis está en la lista de 17 estrellas en la segunda publicación de Secchi y es el más cercano en coordenadas a la estrella de su primer trabajo
Fuentes
  1. ↑ McCarthy, MF Angelo Secchi y el descubrimiento de estrellas de carbono  //  El proceso MK a los 50 años. Serie de conferencias ASP, vol. 60.- 1994.- págs. 224-232 . - .
  2. ↑ Carbon and related stars  (inglés)  (Consulta: 3 de julio de 2008)
  3. ↑ Mauricio Salaris. Evolución de estrellas y poblaciones estelares . — Chichester, West Sussex, Inglaterra; Hoboken, Nueva Jersey, EE. UU.: J. Wiley, 2005. págs. 191-193. — 402 pág. - ISBN 978-0-470-09219-4 , 978-0-470-09220-0.
  4. ↑ R. McClure, Journal of the Royals Astronomical Society of Canada, vol 79, pp. 277-293, diciembre. 1985
  5. ↑ Stellar Spectrum Classification: Some History  (  Consulta: 3 de julio de 2008)
  6. ↑ Carbon Stars (Peripatus.gen) Archivado desde el original el 5 de febrero de 2012.  (Inglés)  (Consulta: 3 de julio de 2008)
  7. ↑ Clasificación de las estrellas de carbono rojo. Keenan, Felipe C.; Morgan, WW  ( Consultado  el 3 de julio de 2008)
  8. ↑ Clasificación espectral MK revisada de estrellas de carbono rojo por Keenan, Philip C.  ( consultado  el 3 de julio de 2008)
  9. ↑ Spectral Atlas of Carbon Stars (Barnbaum+ 1996) Archivado el 19 de mayo de 2009 en Wayback Machine  ( consultado  el 3 de julio de 2008)
  10. ↑ Magnitud aparente absoluta
  11. ↑ La naturaleza dual de las estrellas de bario y carbono-hidrógeno. III, parámetros orbitales, McClure, RD; Woodsworth, AW, 1990  ( consultado  el 3 de julio de 2008)

Literatura

Enlaces

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