Karbon yıldızı

Karbon yıldızı (C-tipi yıldız), atmosferi oksijenden daha fazla karbon içeren tipik olarak asimptotik dev kol yıldızı ve parlak bir kırmızı devdir. İki element, yıldızın üst katmanlarında birleşerek atmosferdeki tüm oksijeni tüketen, karbon atomlarını diğer karbon bileşiklerini oluşturmak üzere serbest bırakan ve yıldıza "isli" bir atmosfer ve çarpıcı yakut kırmızısı bir görünüm veren karbonmonoksiti oluşturur. Ayrıca bazı cüce ve üstdev karbon yıldızları da vardır ve daha yaygın olan dev yıldızlara bazen onları ayırt etmek için klasik karbon yıldızları denir.

Çoğu yıldızda (Güneş gibi), atmosfer karbona göre oksijen bakımından daha zengindir. Karbon yıldızlarının özelliklerini sergilemeyen ancak karbonmonoksit oluşturacak kadar soğuk olan sıradan yıldızlara bu nedenle oksijen yönünden zengin yıldızlar denir.

Karbon yıldızlarının oldukça belirgin tayfsal özellikleri vardır ve ilk kez 1860'larda astronomik spektroskopide öncü olan Angelo Secchi tarafından tanımlanmışlardır.

Tanım gereği karbon yıldızları, C₂ molekülünden gelen baskın spektral Swan bantlarına sahiptir. CH, CN (siyanojen), C₃ ve SiC₂ gibi diğer birçok başka karbon bileşiği yüksek seviyelerde mevcut olabilir. Çekirdekte karbon oluşur, üst katmanlarına sirküle edilir ve bu da katmanların bileşimini önemli ölçüde değiştirir. Karbona ek olarak kabuk parlamalarında baryum, teknesyum ve zirkonyum gibi s-süreci elementleri oluşur ve yüzeye kadar "eşelenir".^[1]

Gök bilimciler, karbon yıldızlarının tayfsal sınıflandırmasını geliştirdiklerinde, tayfları yıldızların etkin sıcaklıklarıyla ilişkilendirmeye çalışırken büyük zorluklar yaşadılar. Sorun, tüm atmosferik karbonun normalde yıldızlar için sıcaklık göstergeleri olarak kullanılan soğurma çizgilerini gizlemesinden kaynaklanıyordu.

Karbon yıldızları ayrıca milimetre ve milimetre altı dalga boylarında zengin bir moleküler çizgi spektrumu gösterir. Karbon yıldızı CW Leonis'te 50'den fazla farklı yıldız çevresi molekülü tespit edildi. Bu yıldız genellikle yeni yıldız çevresi moleküllerini araştırmak için kullanılır.

Karbon yıldızları 1860'larda tayfsal sınıflandırmanın öncüsü Angelo Secchi'nin karbon yıldızları için Secchi sınıf IV'ü oluşturduğunda keşfedilmişti. 1890'ların sonlarında N sınıfı yıldızlar olarak yeniden sınıflandırıldı.^[2]

Bu yeni Harvard sınıflandırması kullanılarak N sınıfı, daha sonra tayfın karakteristik karbon bantlarını paylaşan daha az koyu kırmızı yıldızlar için bir R sınıfı geliştirildi. R'den N'ye olan şemanın geleneksel tayflarla daha sonraki ilişkisi, R-N dizisinin yıldız sıcaklığına göre yaklaşık olarak c:a G7-M10 ile paralel olarak çalıştığını göstermiştir.^[3]

Daha sonraki N sınıfları, muadili M tiplerine daha az karşılık gelir, çünkü Harvard sınıflandırması yalnızca kısmen sıcaklığa, aynı zamanda karbon bolluğuna da dayanıyordu; böylece kısa sürede bu tür bir karbon yıldızı sınıflandırmasının eksik olduğu anlaşıldı. Bunun yerine, sıcaklık ve karbon bolluğunun üstesinden gelmek için yeni bir çift numaralı yıldız sınıfı C inşa edildi. Y Canum Venaticorum için ölçülen böyle bir spektrum C5₄ olarak belirlendi; burada 5, sıcaklığa bağlı özellikleri ve 4, spektrumdaki C₂ Swan bantlarının gücünü ifade eder. (C5₄ genellikle alternatif olarak C5,4 biçiminde yazılır).^[4]

Bu Morgan-Keenan C sistemi sınıflandırması, 1960-1993 arasındaki eski RN sınıflandırmalarının yerini almıştır.

İki boyutlu Morgan-Keenan C sınıflandırması, içerik oluşturucuların beklentilerini karşılayamadı:

1. kızılötesine dayalı sıcaklık ölçümleriyle ilişkilendirilemedi,
2. başlangıçta iki boyutlu olduğundan kısa bir süre sonra eklerle, CH, CN, j ve diğer özelliklerle zenginleştirildi, bu da onu dış galaksilerin karbon yıldız popülasyonlarının toplu analizleri için kullanışsız hale getirdi.
3. ve yavaş yavaş eski R ve N yıldızlarının gerçekte astrofiziksel öneme sahip iki farklı tipte karbon yıldızı olduğu ortaya çıktı.

Yeni bir gözden geçirilmiş Morgan-Keenan sınıflandırması 1993 yılında Philip Keenan tarafından yayınlandı ve sınıflar CN, CR ve CH olarak tanımlandı. Daha sonra CJ ve C-Hd sınıfları eklendi.^[5] Bu, günümüzde kullanılan yerleşik sınıflandırma sistemini oluşturur."Spectral Atlas of Carbon Stars". 4 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Mart 2012. </ref>

Karbon yıldızları birden fazla astrofiziksel mekanizma ile açıklanabilir. Klasik karbon yıldızları daha kütleli olan klasik karbon yıldızları ile kütle açısından klasik olmayanlardan ayırt edilir .

Modern spektral tip CR ve CN'ye ait olan klasik karbon yıldızlarında, karbon bolluğunun helyum füzyonunun, özellikle de devlerin yaşamlarının sonuna yaklaştığı bir yıldız içindeki üçlü alfa sürecinin bir ürünü olduğu düşünülmektedir. içinde asimptotik dev dalı (AGB). Bu füzyon ürünleri, karbon ve diğer ürünler yapıldıktan sonra konveksiyon olayları (sözde üçüncü tarama) ile yıldız yüzeyine getirildi. Normal olarak AGB karbon yıldız bu tür bir hidrojen yanma kabuk hidrojen kaynaştıran, fakat bölüm 10 ile ayrılan ⁴ -10 ⁵Yıllar geçtikçe yıldız bir kabukta yanan helyuma dönüşürken, hidrojen füzyonu geçici olarak durur. Bu aşamada yıldızın parlaklığı yükselir ve yıldızın içindeki malzeme (özellikle karbon) yukarı hareket eder. Parlaklık yükseldiğinden, yıldız genişleyerek helyum füzyonu durur ve hidrojen kabuğunun yanması yeniden başlar. Bu kabuk helyum parlamaları sırasında, yıldızdan kaynaklanan kütle kaybı önemlidir ve birçok kabuk helyum parlamasından sonra, bir AGB yıldızı sıcak beyaz bir cüceye dönüşür ve atmosferi bir gezegenimsi bulutsunun malzemesi haline gelir .

Klasik olmayan tipler CJ ve ait karbon yıldızlı türlü CH, olduğuna inanılan ikili yıldız bir yıldız dev bir yıldız (veya bazen bir olduğu görülmektedir, cüce kırmızı) ve diğer bir beyaz cüce . Halihazırda yıldızın, dev bir yıldızın, hala klasik bir karbon yıldızıyken yoldaşından (yani şu anda beyaz cüce olan yıldızdan) bir ana dizi yıldızı iken, karbon bakımından zengin bir malzeme biriktirdiği gözlemlendi . Yıldız evriminin bu aşaması nispeten kısadır ve bu tür yıldızların çoğu sonuçta beyaz cüceler olur. Bu sistemler artık kütle transferinden nispeten uzun bir süre sonra gözlemlenmektedir.olay, bu nedenle mevcut kırmızı devde gözlemlenen ekstra karbon o yıldızın içinde üretilmedi.  Bu senaryo, aynı zamanda karbon moleküllerinin ve baryumun (bir s-süreci elemanı) güçlü spektral özelliklerine sahip olmasıyla da karakterize edilen baryum yıldızlarının kökeni olarak kabul edilmektedir . Bazen aşırı karbonu bu kütle transferinden gelen yıldızlara, onları dahili olarak karbon üreten "içsel" AGB yıldızlarından ayırmak için "dışsal" karbon yıldızları denir. Bu dışsal karbon yıldızlarının çoğu, kendi karbonlarını yapacak kadar parlak veya soğuk değiller; bu, ikili doğaları keşfedilene kadar bir muammaydı.

Spektral sınıf C-Hd'ye ait olan esrarengiz hidrojen eksikliği olan karbon yıldızları (HdC), R Coronae Borealis değişkenleriyle (RCB) bir miktar ilişkiye sahip gibi görünmektedir, ancak kendileri değişken değildir ve RCB: ler için tipik olan belirli bir kızılötesi radyasyondan yoksundur . Yalnızca beş HdC bilinmektedir ve hiçbirinin ikili olmadığı bilinmemektedir,  bu nedenle klasik olmayan karbon yıldızlarıyla ilişkisi bilinmemektedir.

CNO döngüsü dengesizliği ve çekirdek helyum flaşı gibi daha az ikna edici teoriler de daha küçük karbon yıldızlarının atmosferlerinde karbon zenginleştirme mekanizmaları olarak önerildi.

Klasik karbon yıldızlarının çoğu uzun dönemli değişen yıldızlardır.

Gece görüşünün kırmızıya duyarsızlığı ve kırmızıya duyarlı çubuk hücrelerinin yıldızların ışığına yavaş adaptasyonu nedeniyle kırmızı değişen yıldızların, özellikle de karbon yıldızlarının büyüklük tahminlerini yapan gök bilimciler, gözlemlenen yıldızın büyüklüğünü küçümsememek için Purkine Kayması ile nasıl başa çıkılacağını bilmek zorundadırlar.