Углеродная звезда: различия между версиями

[непроверенная версия][непроверенная версия]
Содержимое удалено Содержимое добавлено
Метки: с мобильного устройства из мобильной версии
Метки: с мобильного устройства из мобильной версии
Строка 9:
Углеродность звёзд объясняется больше, чем одним астрофизическим механизмом. McClure<ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1985JRASC..79..277M&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=4422f74cc711450 Углеродные и относящиеся к ним звёзды]{{en icon}} {{проверено|3|7|2008}}</ref> выделял ''классические углеродные звёзды'' и ''не классические'' (которые менее массивные).
 
В '''классических углеродных звёздах''' современных спектральных классов C-R и C-N избыток углерода, являющегося, как считается, продуктом горения [[Гелий|гелия]] в ходе [[тройной альфа-процесс|тройного альфа-процесса]] внутри звезды, появляется у гиганта ближе к концу его существования на [[асимптотическая ветвь гигантов|асимптотической ветви гигантов]] (АВГ). Углерод и другие продукты синтеза перемещаются к поверхности звезды эпизодической [[Конвекция|конвекцией]]. Обычно этот вид углеродной звезды АВГ существует за счёт сжигания водорода в водородной оболочке, но периодически на 10<sup>4</sup>−10<sup>5</sup> лет запускается процесс сжигания гелия в гелиевой оболочке, а горение водорода временно прекращается. На этом этапе возрастает светимость звезды и вещество из недр звезды (в частности, углерод) перемещается к поверхности. Поскольку яркость увеличивается, звезда расширяется так, что горение гелия прекращается и возобновляется горение водорода во внешних слоях. Во время этих [[гелиевая вспышка|вспышек гелия]] в оболочке происходит значительная потеря массы звезды и после множества вспышек гелия во внешних слоях звезда АВГ преобразуется в [[белый карлик]] и её атмосфера становится материалом для [[Планетарная туманность|планетарной туманности]].
 
'''Неклассические''' виды углеродных звёзд спектральных классов C-J и [[метиновая звезда|C-H]] считаются [[Двойная звезда|двойными звёздами]], где одна из наблюдаемых звёзд — гигант (или изредка [[красный карлик]]), а другая — [[белый карлик]]. Звезда, наблюдаемая в настоящее время как гигант, обросла обогащённым углеродом веществом, когда она ещё была звездой [[Главная последовательность|главной последовательности]]. Вещество она получила от своей компаньонки (то есть, звезды, которая в настоящее время является белым карликом), когда последняя ещё была классической углеродной звездой. Этот этап [[Звёздная эволюция|эволюции звёзд]] относительно короткий, и большинство таких звёзд в конце концов становятся белыми карликами. Мы видим такие системы сравнительно длительное время после перемещения массы, поэтому дополнительный углерод наблюдается в существующем красном гиганте без вырабатывания его внутри звезды.<ref>R. McClure, Journal of the Royals Astronomical Society of Canada, vol 79, pp. 277—293, Dec. 1985</ref> Этот сценарий также подходит для описания происхождения [[бариевая звезда|бариевых звёзд]], которые также характеризуются наличием сильных спектральных особенностейлиний в молекулахмолекул углерода и бария (элемент [[s-процесс|s-процесса]]). Иногда звёзды, у которых избыток углерода получается из-за такого перемещения массы, называют «внешними» углеродными звёздами, чтобы отличать их от «внутренних» звёзд асимптотической последовательности, у которых углерод вырабатывается во внутренних слоях. Многие из таких внешних углеродных звёзд не светятся или достаточно охлаждены, чтобы вырабатывать собственный углерод, присутствие которого было загадкой, пока не была открыта двойная природа таких звёзд.
 
Другие менее убедительные гипотезы, такие, как дисбаланс [[CNO-цикл|CNO-цикла]] и [[Гелиевая вспышка]] в ядре, также были предложены для объяснения механизма обогащения углеродом атмосфер небольших звёзд.