Estrela de carbono - Carbon star

Uma estrela de carbono ( estrela do tipo C ) é tipicamente uma estrela gigante assintótica , uma gigante vermelha luminosa , cuja atmosfera contém mais carbono do que oxigênio . Os dois elementos se combinam nas camadas superiores da estrela, formando monóxido de carbono , que consome todo o oxigênio da atmosfera, deixando os átomos de carbono livres para formar outros compostos de carbono, dando à estrela uma atmosfera " fuliginosa " e uma aparência vermelha rubi impressionante . Existem também algumas estrelas anãs e supergigantes de carbono, com as estrelas gigantes mais comuns sendo às vezes chamadas de estrelas clássicas de carbono para distingui-las.

Na maioria das estrelas (como o Sol ), a atmosfera é mais rica em oxigênio do que carbono. Estrelas comuns que não exibem as características de estrelas de carbono, mas são frias o suficiente para formar monóxido de carbono, são chamadas de estrelas ricas em oxigênio.

As estrelas de carbono têm características espectrais bastante distintas e foram reconhecidas pela primeira vez por seus espectros por Angelo Secchi na década de 1860, uma época pioneira na espectroscopia astronômica .

Spectra

Espectros de Echelle da estrela de carbono UU Aurigae.

Por definição estrelas carbono têm espectrais dominantes bandas cisne da molécula C ₂ . Muitos outros compostos de carbono podem estar presentes em níveis elevados, como CH, CN ( cianogênio ), C ₃ e SiC ₂ . O carbono é formado no núcleo e circulado em suas camadas superiores, mudando dramaticamente a composição das camadas. Além do carbono, os elementos do processo S , como bário , tecnécio e zircônio, são formados nos flashes da casca e "dragados" para a superfície.

Quando os astrônomos desenvolveram a classificação espectral das estrelas de carbono, eles tiveram considerável dificuldade ao tentar correlacionar os espectros às temperaturas efetivas das estrelas. O problema era que todo o carbono atmosférico escondia as linhas de absorção normalmente usadas como indicadores de temperatura para as estrelas.

As estrelas de carbono também mostram um rico espectro de linhas moleculares em comprimentos de onda milimétricos e submilimétricos . Na estrela de carbono CW Leonis, mais de 50 moléculas circunstelares diferentes foram detectadas. Esta estrela é freqüentemente usada para pesquisar novas moléculas circunstelares.

Secchi

As estrelas de carbono foram descobertas já na década de 1860, quando o pioneiro da classificação espectral Angelo Secchi ergueu o Secchi classe IV para as estrelas de carbono, que no final da década de 1890 foram reclassificadas como estrelas da classe N.

Harvard

Usando essa nova classificação de Harvard, a classe N foi posteriormente aprimorada por uma classe R para estrelas menos profundamente vermelhas que compartilham as bandas de carbono características do espectro. A correlação posterior deste esquema R a N com espectros convencionais, mostrou que a sequência RN corre aproximadamente em paralelo com c: a G7 a M10 no que diz respeito à temperatura da estrela.

Sistema Morgan – Keenan C

As classes N posteriores correspondem menos bem aos tipos M correspondentes, porque a classificação de Harvard foi apenas parcialmente baseada na temperatura, mas também na abundância de carbono; então logo ficou claro que esse tipo de classificação de estrela de carbono estava incompleta. Em vez disso, uma nova estrela de número duplo classe C foi erguida para lidar com a temperatura e a abundância de carbono. Tal espectro medido para Y Canum Venaticorum , foi determinado como C5 ₄ , onde 5 se refere a características dependentes da temperatura e 4 à força das bandas C ₂ Swan no espectro. (C5 ₄ é muitas vezes escrito alternativamente C5,4). Esta classificação do sistema Morgan – Keenan C substituiu as classificações RN mais antigas de 1960–1993.

O sistema Morgan-Keenan revisado

A classificação Morgan-Keenan C bidimensional falhou em atender às expectativas dos criadores:

1. falhou em se correlacionar com as medições de temperatura com base no infravermelho,
2. sendo originalmente bidimensional, logo foi aprimorado por sufixos, CH, CN, j e outras características, tornando-o impraticável para análises em massa de populações de estrelas de carbono de galáxias estrangeiras,
3. e gradualmente ocorreu que as velhas estrelas R e N eram na verdade dois tipos distintos de estrelas de carbono, tendo um significado astrofísico real.

Uma nova classificação de Morgan-Keenan revisada foi publicada em 1993 por Philip Keenan , definindo as classes: CN, CR e CH. Posteriormente, as classes CJ e C-Hd foram adicionadas. Isso constitui o sistema de classificação estabelecido usado hoje.

Mecanismos astrofísicos

As estrelas de carbono podem ser explicadas por mais de um mecanismo astrofísico. As estrelas de carbono clássicas se distinguem das não clássicas com base na massa, sendo as estrelas de carbono clássicas as mais massivas.

Nas estrelas clássicas de carbono , aquelas pertencentes aos tipos espectrais modernos CR e CN, a abundância de carbono é considerada um produto da fusão do hélio , especificamente o processo triplo-alfa dentro de uma estrela, que os gigantes alcançam perto do fim de suas vidas no ramo gigante assintótico (AGB). Esses produtos de fusão foram trazidos à superfície estelar por episódios de convecção (a chamada terceira dragagem ) depois que o carbono e outros produtos foram feitos. Normalmente, esse tipo de estrela de carbono AGB funde hidrogênio em uma camada de queima de hidrogênio, mas em episódios separados por 10 ⁴ -10 ⁵ anos, a estrela se transforma em hélio queimando em uma camada, enquanto a fusão do hidrogênio cessa temporariamente. Nessa fase, a luminosidade da estrela aumenta e o material do interior da estrela (principalmente o carbono) sobe. Como a luminosidade aumenta, a estrela se expande de modo que a fusão do hélio cessa e a queima da camada de hidrogênio é reiniciada. Durante esses flashes de hélio de concha , a perda de massa da estrela é significativa, e depois de muitos flashes de hélio de concha, uma estrela AGB é transformada em uma anã branca quente e sua atmosfera torna-se material para uma nebulosa planetária .

Os tipos não clássicos de estrelas de carbono, pertencentes aos tipos CJ e CH , são considerados estrelas binárias , onde uma estrela é observada como uma estrela gigante (ou ocasionalmente uma anã vermelha ) e a outra uma anã branca . A estrela atualmente observada como uma estrela gigante adicionada de material rico em carbono quando ainda era uma estrela da sequência principal de sua companheira (isto é, a estrela que agora é a anã branca) quando esta ainda era uma estrela de carbono clássica. Essa fase da evolução estelar é relativamente breve, e muitas dessas estrelas acabam se transformando em anãs brancas. Esses sistemas estão agora sendo observados um tempo comparativamente longo após o evento de transferência de massa , então o carbono extra observado na gigante vermelha atual não foi produzido dentro daquela estrela. Este cenário também é aceito como a origem das estrelas de bário , que também se caracterizam por possuírem fortes características espectrais de moléculas de carbono e de bário (um elemento do processo s ). Às vezes, as estrelas cujo excesso de carbono veio dessa transferência de massa são chamadas estrelas de carbono "extrínsecas" para distingui-las das estrelas AGB "intrínsecas" que produzem o carbono internamente. Muitas dessas estrelas extrínsecas de carbono não são luminosas ou frias o suficiente para fazer seu próprio carbono, o que era um quebra-cabeça até que sua natureza binária fosse descoberta.

As enigmáticas estrelas de carbono deficientes em hidrogênio (HdC), pertencentes à classe espectral C-Hd, parecem ter alguma relação com as variáveis ​​R Coronae Borealis (RCB), mas não são elas próprias variáveis ​​e carecem de uma certa radiação infravermelha típica para RCB: s. Apenas cinco HdC: s são conhecidos, e nenhum é conhecido como binário, então a relação com as estrelas de carbono não clássicas não é conhecida.

Outras teorias menos convincentes, como o desequilíbrio do ciclo do CNO e o flash do núcleo do hélio , também foram propostas como mecanismos para o enriquecimento de carbono na atmosfera de estrelas menores de carbono.

Outras características

Imagem ótica de luz da estrela de carbono VX Andromedae.

A maioria das estrelas de carbono clássicos são estrelas variáveis das variáveis de longo período tipos.

Observando estrelas de carbono

Devido à insensibilidade da visão noturna ao vermelho e à lenta adaptação dos bastões oculares sensíveis ao vermelho à luz das estrelas, os astrônomos que fazem estimativas de magnitude de estrelas variáveis vermelhas , especialmente estrelas de carbono, precisam saber como lidar com o efeito Purkinje em para não subestimar a magnitude da estrela observada.

Geração de poeira interestelar

Devido à sua baixa gravidade superficial , até metade (ou mais) da massa total de uma estrela de carbono pode ser perdida por meio de poderosos ventos estelares . Os restos da estrela, "poeira" rica em carbono semelhante ao grafite , tornam-se portanto parte da poeira interestelar . Acredita-se que essa poeira seja um fator significativo no fornecimento de matéria-prima para a criação das gerações subsequentes de estrelas e seus sistemas planetários. O material que envolve uma estrela de carbono pode cobri-la a ponto de a poeira absorver toda a luz visível.

Outras classificações

Outros tipos de estrelas de carbono incluem:

• CCS - Cool Carbon Star
• CEMP - Pobre Metal com Carbono Melhorado
  • CEMP-no - Estrela pobre em metal reforçada com carbono sem aumento de elementos produzidos pela nucleossíntese do processo r ou do processo s
  • CEMP-r - Estrela pobre em metal com reforço de carbono com um aumento de elementos produzidos pela nucleossíntese do processo r
  • CEMP-s - estrela pobre em metais com reforço de carbono com um aumento de elementos produzidos por nucleossíntese do processo s
  • CEMP-r / s - estrela pobre em metal com reforço de carbono com um aumento de elementos produzidos por nucleossíntese tanto r-process quanto s-process
• CGCS - Cool Galactic Carbon Star

Veja também

• Estrela de bário  - gigantes da classe espectral G a K, cujos espectros indicam uma superabundância de elementos do processo s pela presença de bário ionizado isoladamente
• Estrela do tipo S  - Uma gigante fria com quantidades aproximadamente iguais de carbono e oxigênio em sua atmosfera
• Estrela de tecnécio  - estrela cujo espectro estelar contém linhas de absorção de tecnécio
• Marc Aaronson  - astrônomo americano, astrônomo americano e notável pesquisador de estrelas de carbono

Espécimes:

• R Leporis , Estrela Carmesim de Hind: um exemplo de estrela de carbono
• IRC +10216 , CW Leonis: a estrela de carbono mais estudada, e também a estrela mais brilhante no céu na banda N
• La Superba , Y Canum Venaticorum: uma das estrelas de carbono mais brilhantes

Referências

links externos

• Lista de 110 estrelas de carbono . Inclui o número do HD ; identificação secundária para a maioria; posição em ascensão reta e declinação  ; magnitude ; espectro ; faixa de magnitude (para estrelas variáveis ); período (do ciclo de variabilidade).