Una estrella de carbono ( estrella de tipo C ) es típicamente una estrella de rama gigante asintótica , una gigante roja luminosa , cuya atmósfera contiene más carbono que oxígeno . Los dos elementos se combinan en las capas superiores de la estrella, formando monóxido de carbono , que consume todo el oxígeno de la atmósfera, dejando libres a los átomos de carbono para formar otros compuestos de carbono, dando a la estrella una atmósfera " hollín " y un llamativo aspecto rojo rubí . También hay algunos enanos y supergigantes. estrellas de carbono, y las estrellas gigantes más comunes a veces se denominan estrellas de carbono clásicas para distinguirlas.
En la mayoría de las estrellas (como el Sol ), la atmósfera es más rica en oxígeno que en carbono. Las estrellas ordinarias que no exhiben las características de las estrellas de carbono pero lo suficientemente frías como para formar monóxido de carbono se denominan estrellas ricas en oxígeno.
Las estrellas de carbono tienen características espectrales bastante distintivas , y Angelo Secchi las reconoció por primera vez en la década de 1860, una época pionera en espectroscopía astronómica .
Espectros
Por definición, las estrellas de carbono tienen bandas de cisne espectrales dominantes de la molécula C 2 . Muchos otros compuestos de carbono pueden estar presentes en niveles elevados, como CH, CN ( cianógeno ), C 3 y SiC 2 . El carbono se forma en el núcleo y circula hacia sus capas superiores, cambiando drásticamente la composición de las capas. Además del carbono, los elementos del proceso S como el bario , el tecnecio y el circonio se forman en los destellos de la cáscara y son "dragados" hacia la superficie. [1]
Cuando los astrónomos desarrollaron la clasificación espectral de las estrellas de carbono, tuvieron dificultades considerables al intentar correlacionar los espectros con las temperaturas efectivas de las estrellas. El problema era que todo el carbono atmosférico ocultaba las líneas de absorción que normalmente se utilizan como indicadores de temperatura para las estrellas.
Las estrellas de carbono también muestran un amplio espectro de líneas moleculares en longitudes de onda milimétricas y submilimétricas . En la estrella de carbono CW Leonis se han detectado más de 50 moléculas circunestelares diferentes . Esta estrella se usa a menudo para buscar nuevas moléculas circunestelares.
Secchi
Las estrellas de carbono ya se descubrieron en la década de 1860 cuando el pionero de la clasificación espectral Angelo Secchi erigió la clase Secchi IV para las estrellas de carbono, que a finales de la década de 1890 fueron reclasificadas como estrellas de clase N. [2]
Harvard
Usando esta nueva clasificación de Harvard, la clase N fue mejorada más tarde por una clase R para estrellas menos rojas que comparten las bandas de carbono características del espectro. La correlación posterior de este esquema de R a N con espectros convencionales mostró que la secuencia de RN corría aproximadamente en paralelo con c: a G7 a M10 con respecto a la temperatura de la estrella. [3]
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 Morgan – Keenan C
Las últimas clases N se corresponden menos bien con los tipos M contrapartes, porque la clasificación de Harvard se basó solo parcialmente en la temperatura, pero también en la abundancia de carbono; así que pronto quedó claro que este tipo de clasificación de estrellas de carbono estaba incompleta. En cambio, se erigió una nueva estrella de doble número de clase C para hacer frente a la temperatura y la abundancia de carbono. Se determinó que dicho espectro medido para Y Canum Venaticorum era C5 4 , donde 5 se refiere a características dependientes de la temperatura y 4 a la fuerza de las bandas C 2 Swan en el espectro. (C5 4 se escribe muy a menudo de forma alternativa C5,4). [4] Esta clasificación del sistema Morgan-Keenan C reemplazó las clasificaciones de RN más antiguas de 1960-1993.
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 | --- | --- |
El sistema Morgan-Keenan revisado
La clasificación bidimensional Morgan-Keenan C no cumplió con las expectativas de los creadores:
- no pudo correlacionarse con las mediciones de temperatura basadas en infrarrojos,
- al ser originalmente bidimensional, pronto se mejoró con sufijos, CH, CN, j y otras características, lo que lo hizo poco práctico para análisis en masa de poblaciones de estrellas de carbono de galaxias extranjeras,
- y gradualmente ocurrió que las viejas estrellas R y N eran en realidad dos tipos distintos de estrellas de carbono, que tenían un significado astrofísico real.
Philip Keenan publicó en 1993 una nueva clasificación revisada de Morgan-Keenan , que define las clases: CN, CR y CH. Posteriormente se agregaron las clases CJ y C-Hd. [5] Este constituye el sistema de clasificación establecido que se utiliza en la actualidad. [6]
clase | espectro | población | M V | teoría | rango de temperatura (K) [7] | ejemplo (s) | # conocido |
---|---|---|---|---|---|---|---|
estrellas de carbono clásicas | |||||||
CR: | la vieja clase R de Harvard renace: todavía son visibles en el extremo azul del espectro, bandas isotópicas fuertes, sin línea Ba mejorada | disco medio pop I | 0 | gigantes rojas? | 5100-2800 | Estafa | ~ 25 |
CN: | renacimiento de la vieja clase N de Harvard: absorción azul difusa intensa, a veces invisible en azul, elementos del proceso s mejorados sobre la abundancia solar, bandas isotópicas débiles | disco delgado pop I | -2,2 | AGB | 3100-2600 | R Lep | ~ 90 |
estrellas de carbono no clásicas | |||||||
CJ: | bandas isotópicas muy fuertes de C 2 y CN | desconocido | desconocido | desconocido | 3900-2800 | Y CVn | ~ 20 |
CH: | absorción de CH muy fuerte | halo pop II | -1,8 | gigantes brillantes, transferencia de masa (todos los CH: s son binarios [8] ) | 5000-4100 | V Ari , TT CVn | ~ 20 |
C-Hd: | líneas de hidrógeno y bandas de CH débiles o ausentes | disco delgado pop I | -3,5 | desconocido | ? | HD 137613 | ~ 7 |
Mecanismos astrofísicos
Las estrellas de carbono pueden explicarse por más de un mecanismo astrofísico. Las estrellas de carbono clásicas se distinguen de las no clásicas por motivos de masa, siendo las estrellas de carbono clásicas las más masivas. [9]
En las estrellas de carbono clásicas , aquellas que pertenecen a los tipos espectrales modernos CR y CN, se cree que la abundancia de carbono es producto de la fusión del helio , específicamente el proceso triple alfa dentro de una estrella, que los gigantes alcanzan cerca del final de sus vidas. en la rama gigante asintótica (AGB). Estos productos de fusión han sido llevados a la superficie estelar por episodios de convección (el llamado tercer dragado ) después de que se fabricaron el carbón y otros productos. Normalmente, este tipo de estrella de carbono AGB fusiona hidrógeno en una capa que arde hidrógeno, pero en episodios separados por 10 4 -10 5 años, la estrella se transforma en helio ardiente en una capa, mientras que la fusión de hidrógeno cesa temporalmente. En esta fase, la luminosidad de la estrella aumenta y el material del interior de la estrella (en particular el carbono) se mueve hacia arriba. Dado que la luminosidad aumenta, la estrella se expande de modo que cesa la fusión del helio y se reinicia la combustión de la capa de hidrógeno. Durante estos destellos de helio de caparazón , la pérdida de masa de la estrella es significativa, y después de muchos destellos de helio de caparazón, una estrella AGB se transforma en una enana blanca caliente y su atmósfera se convierte en material para una nebulosa planetaria .
Se cree que los tipos no clásicos de estrellas de carbono, pertenecientes a los tipos CJ y CH , son estrellas binarias , donde se observa que una estrella es una estrella gigante (u ocasionalmente una enana roja ) y la otra una enana blanca . La estrella actualmente observada como una estrella gigante acrecentó material rico en carbono cuando todavía era una estrella de la secuencia principal de su compañera (es decir, la estrella que ahora es la enana blanca) cuando esta última todavía era una estrella de carbono clásica. Esa fase de la evolución estelar es relativamente breve, y la mayoría de estas estrellas terminan finalmente como enanas blancas. Estos sistemas se están observando ahora comparativamente mucho tiempo después del evento de transferencia de masa , por lo que el carbono extra observado en la actual gigante roja no se produjo dentro de esa estrella. [9] Este escenario también se acepta como el origen de las estrellas de bario , que también se caracterizan por tener fuertes características espectrales de moléculas de carbono y de bario (un elemento del proceso s ). A veces, las estrellas cuyo exceso de carbono proviene de esta transferencia de masa se denominan estrellas de carbono "extrínsecas" para distinguirlas de las estrellas AGB "intrínsecas" que producen el carbono internamente. Muchas de estas estrellas de carbono extrínsecas no son lo suficientemente luminosas o frías como para haber creado su propio carbono, lo que era un enigma hasta que se descubrió su naturaleza binaria.
Las enigmáticas estrellas de carbono deficientes en hidrógeno (HdC), pertenecientes a la clase espectral C-Hd, parecen tener alguna relación con las variables R Coronae Borealis (RCB), pero no son variables en sí mismas y carecen de cierta radiación infrarroja típica de RCB: s. Solo se conocen cinco HdC: s, y ninguna es binaria, [10] por lo que se desconoce la relación con las estrellas de carbono no clásicas.
Otras teorías menos convincentes, como el desequilibrio del ciclo de CNO y el destello de helio del núcleo, también se han propuesto como mecanismos para el enriquecimiento de carbono en las atmósferas de estrellas de carbono más pequeñas.
Otras características
La mayoría de las estrellas clásicas de carbono son las estrellas variables de las variables de largo período tipos.
Observando estrellas de carbono
Debido a la insensibilidad de la visión nocturna al rojo y a una lenta adaptación de las varillas de los ojos sensibles al rojo a la luz de las estrellas, los astrónomos que realizan estimaciones de magnitud de las estrellas rojas variables , especialmente las estrellas de carbono, tienen que saber cómo lidiar con el efecto Purkinje en para no subestimar la magnitud de la estrella observada.
Generación de polvo interestelar
Debido a su baja gravedad superficial , la mitad (o más) de la masa total de una estrella de carbono puede perderse por medio de poderosos vientos estelares . Los remanentes de la estrella, "polvo" rico en carbono similar al grafito , por lo tanto, se convierten en parte del polvo interestelar . [11] Se cree que este polvo es un factor significativo en el suministro de materias primas para la creación de las siguientes generaciones de estrellas y sus sistemas planetarios. El material que rodea a una estrella de carbono puede cubrirla hasta el punto de que el polvo absorba toda la luz visible.
Otras clasificaciones
Otros tipos de estrellas de carbono incluyen:
- CCS - Cool Carbon Star
- CEMP - Pobre metal reforzado con carbono
- CEMP-no: estrella pobre en metales mejorada en carbono sin mejora de los elementos producidos por el proceso r o la nucleosíntesis del proceso s
- CEMP-r: estrella pobre en metales mejorada en carbono con una mejora de los elementos producidos por la nucleosíntesis del proceso r
- CEMP-s: estrella pobre en metales mejorada en carbono con una mejora de los elementos producidos por la nucleosíntesis del proceso s
- Estrella de metal-Poor-Enhanced de carbono con una mejora de elementos producidos por ambos - CEMP-R / S r-proceso y s-proceso nucleosíntesis
- CGCS - Cool Galactic Carbon Star
Ver también
- Estrella de bario : gigantes de clase espectral G a K, cuyos espectros indican una sobreabundancia de elementos del proceso s por la presencia de bario ionizado individualmente
- Estrella tipo S : un gigante frío con cantidades aproximadamente iguales de carbono y oxígeno en su atmósfera.
- Estrella de tecnecio : estrella cuyo espectro estelar contiene líneas de absorción de tecnecio.
- Marc Aaronson - astrónomo americano, americano astrónomo e investigador conocido de las estrellas de carbono
Especímenes:
- R Leporis , Hind's Crimson Star: un ejemplo de una estrella de carbono
- IRC +10216 , CW Leonis: la estrella de carbono más estudiada y también la estrella más brillante del cielo en la banda N
- La Superba , Y Canum Venaticorum: una de las estrellas de carbono más brillantes
Referencias
- ^ Savina, Michael R .; Davis, Andrew M .; Tripa, C. Emil; Pellin, Michael J .; Clayton, Robert N .; Lewis, Roy S .; Amari, Sachiko; Gallino, Roberto; Lugaro, María (2003). "Isótopos de bario en granos de carburo de silicio presolar individuales del meteorito Murchison" . Geochimica et Cosmochimica Acta . 67 (17): 3201. Código Bibliográfico : 2003GeCoA..67.3201S . doi : 10.1016 / S0016-7037 (03) 00083-8 .
- ^ Gottesman, S. (primavera de 2009). "Clasificación de espectros estelares: algo de historia" . Materiales AST2039 . Consultado el 21 de marzo de 2012 .
- ^ Clowes, C. (25 de octubre de 2003). "Estrellas de carbono" . peripatus.gen.nz . Archivado desde el original el 5 de febrero de 2012 . Consultado el 21 de marzo de 2012 .
- ^ Keenan, PC; Morgan, WW (1941). "La clasificación de las estrellas de carbono rojo". El diario astrofísico . 94 : 501. Bibcode : 1941ApJ .... 94..501K . doi : 10.1086 / 144356 .
- ^ Keenan, PC (1993). "Clasificación espectral MK revisada de las estrellas de carbono rojo" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 105 : 905. Código Bibliográfico : 1993PASP..105..905K . doi : 10.1086 / 133252 .
- ^ "Atlas espectral de estrellas de carbono" . Consultado el 21 de marzo de 2012 .
- ^ Tanaka, M .; et al. (2007). "Espectros del infrarrojo cercano de 29 estrellas de carbono: estimaciones simples de temperatura efectiva" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón . 59 (5): 939–953. Código Bibliográfico : 2007PASJ ... 59..939T . doi : 10.1093 / pasj / 59.5.939 .
- ^ McClure, RD; Woodsworth, AW (1990). "La naturaleza binaria de las estrellas de bario y CH. III - Parámetros orbitales". El diario astrofísico . 352 : 709. Código Bibliográfico : 1990ApJ ... 352..709M . doi : 10.1086 / 168573 .
- ^ a b McClure, RD (1985). "El carbono y estrellas relacionadas". Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá . 79 : 277. Código Bibliográfico : 1985JRASC..79..277M .
- ^ Clayton, GC (1996). "Las estrellas R Coronae Borealis" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 108 : 225. Código Bibliográfico : 1996PASP..108..225C . doi : 10.1086 / 133715 .
- ^ Wallerstein, George; Knapp, Gillian R. (septiembre de 1998). "ESTRELLAS DE CARBONO". Revista anual de astronomía y astrofísica . 36 (1): 369–433. Código Bibliográfico : 1998ARA & A..36..369W . doi : 10.1146 / annurev.astro.36.1.369 .
enlaces externos
- Lista de 110 estrellas de carbono . Incluye número HD ; identificación secundaria para la mayoría; posición en ascensión recta y declinación ; magnitud ; espectro ; rango de magnitud (para estrellas variables ); período (de ciclo de variabilidad).