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
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.
|