Ածխածնային աստղ

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից
Jump to navigation Jump to search

Ածխածնային աստղ, սովորական Կարմիր հսկա աստղի (երբեմն նաև՝ կարմիր թզուկ) տեսակ, որի մթնոլորտում ածխածինն ավելի շատ է, քան թթվածինը: Երկու բաղադրիչները խառնվում են աստղի վերին շերտերում՝ ձևավորելով ածխածնի մոնօքսիդ, որը մթնոլորտի ողջ թթվածինը կապելով՝ ածխածնի ատոմները ազատ է թողնում այլ ախածնային միացություններ ձևավորելու համար, որոնք արտաքինից աստղին տալիս են «սևավուն» մթնոլորտ և վառ կարմրավուն տեսք:

Այդ աստղերի սպեկտրալ յուրահատկությունները բավականին բնութագրական են: Առաջին անգամ դասակարգվել են 1860-ական թվականներին՝ Անջելո Սեկիի կողմից (աստղագիտական սպեկտրասկոպիայի): «Կանոնավոր» աստղի մթնոլորտում, ինչպիսին օրինակ Արեգակն է, մթնոլորտը հագեցած է ավելի շատ թթվածնով, քան ածխածնով:

Աստղաֆիզիկական մեխանիզմներ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Աստղերի ածխածնային լինելը բացատրվում է մեկից ավելի աստղաֆիզիկական մեխանիզմներով: McClure առանձնացրել է դասական և ոչ դասական ածխածնային աստղեր (վերջինները ավելի քիչ զանգված ունեն)[1]:

Դասական ածխածնային աստղերում մեծաքանակ ածխածնի առկայությունը համարվում է հելիումի այրման արդյունք՝ աստղի ներսում եռակի ալֆա պրոցեսում: Այդ աստղը այսպես կոչված հսկաների ասիմպտոտիկ ճյուղում (AGB) իր գոյության վերջում կդառնա հսկա: Այդ սինթեզի արդյունքը էպիզոդիկ կոնվեկցիայով կուտակվում է աստղի վերին շերտում՝ ածխածնի և այլ նյութերի կուտակումից հետո: Սովորաբար ածխածնային աստղի այդ տեսակը АПЗ գոյանում է ջրածնի սինթեզի հաշվին, որը այրվում է ջրածնային թաղանթում, բայց այդ շրջափուլերը առանձնացված են որոշակի ժամանակահատվածներով՝ 104−105 տարի, աստղը վերափոխվում է թաղանթում այրվող հելիումի, այն դեպքում, երբ ջրածնի սինթեզը ժամանակավորապես կանգ է առնում: Այդ էտապում աստղն ավելի պայծառ է դառնում և ածխածինը աստղի մեջտեղից բարձանում է վեր: Քանի որ աստղը պայծառանում է, աստղն այնպես է ընդարձակվում, որ հելիումի սինթեզը և ներքին շերտերում ջրածնի այրումը դադարում են: Աստղի թաղանթում հելիումի բոցավառումների ժամանակ աստղի զանգվածը բավականին փոքրանում է և աստղի ներքին շերտոերում աստղը վերափոխվում է սպիտակ թզուկի և նրա մթնոլորտը մոլորակային միգամածության հիմք է դառնում:

Ոչ դասական ձևերը համարվում են կրկնակի աստղեր, որտեղ դիտարկվող աստղերից մեկը հսկա է (երբեմն ՝ կարմիր թզուկ ),մյուսը՝ սպիտակ թզուկ: Այդ պահին դիտարկվող աստղը կդառնա հսկա աստղ՝ վերաճելով ածխածնով հարուստ նյութի, երբ նա դեռ գլխավոր հաջորդականության աստղ էր, վառելանյութը նա ստանում է իր «գործընկերոջից», այսինքն ՝ այն աստղից, որը տվյալ պահին սպիտակ թզուկ է, երբ վերջինս դեռ դասական ածխածնային աստղ էր: Աստղերի էվոլյուցիայի այդ շրջափուլը հարաբերականորեն կարճ է և այդ տեսակ աստղերը, ի վերջո, դառնում են սպիտակ թզուկներ: Զանգվածի տեղաշարժից հետո այդպիսի համակարգեր մենք հարաբարականորեն ավելի երկար ենք տեսնում, այդ պատճառով կարմիր հսկայի մեջ գոյություն ունեցող լրացուցիչ ածխածինը երևում է առանց աստղի ներսում արտադրվելու[2] : Այս սցենարը տիպիկ է նաև բարիումային աստղերին, որոնք ևս բնութագրվում են ուժեղ սպեկտրիալ յուրահատկություններով մոլեկուլյար ածխածնի և բարիումի (s պրոցեսի տարր): Երբեմն այն աստղերին, որոնք ածխածնի ավելցուկ ունեն զանգվածի տեղաշարժի հետևանքով,անվանում են «ներքին» ածխածնային աստղեր, որպեսզի տարբերակեն ասիմպտոտիկ հաջորդականությամբ «արտաքին» աստղերից: Վերջիններիս մոտ ածխածինը արտադրվում է ներքին շերտերում: Ներքին ածխածնային աստղերից շատերը լույս չեն տալիս կամ այնքան սառած են, որ չեն արտադրում սեփական ածխածինը, որի առկայությունը աստղի բաղադրության մեջ հանելուկ էր, նախքան այդպիսի աստղերի երկակի բնույթը պարզելը:

Այլ համոզիչ մեխանիզմները, ինչպիսիք են CNO ցիկլն է, բալանսավորված չեն, և միջուկի հելիումային պայթյունի երևույթը առաջադրվել է որպես այնպիսի մեխանիզմ, որը ածխածնով հարուստ լինելը վերագրում է ոչ մեծ աստղերին:

Ածխածնային աստղի լուսապատկեր[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ածխածնային աստղերը ունենում են լուսապատկերի խոշոր շերտ՝ C2 մոլեկուլի առկայությամբ պայմանավորվա: Մեծ շերտեր կարող են ունենալ նաև այլ ածխածնային միացություններ, ինչպիսին են CH, CN (ցիան), C3 և SiC2: Ածխածինը գոյանում է միջուկում և տարածվում է վերին շերտում՝ կտրուկ փոխելով շերտերի բաղադրությունը: Մյուս տարրերը գոյանում են հելիումի անկման պատճառով, և s-պրոցեսը ևս բարձրացնում է նրանց գոյացումների մակարդակը, որի հետևանքով էլ առաջանում են լիթիում և բարիում:

Երբ աստղագետները մշակեցին ածխածնային աստղերի Սպեկտրալ դասակարգումը, դժվարություններ առաջացան լուսապատկերները և աստղերի էֆեկտիվ ջերմաստիճանները համադրելու մեջ: Խնդիրը այն մթնոլորտային ածխածնի մեջ էր, որը թաքցնում էր սովորաբար աստղերի էֆեկտիվ ջերմաստիճանը որոշող ներծծվող գիծը:

Սեկի[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ածխածնային աստղերը բացահայտվել են 1860-ական թվականներին, երբ սպեկտրալ դասակարգման ջատագով Անջելո Սեկին ածխածնային աստղերը 4 դասի բաժանեց: 1890-թվականներին դրանք վերադասվեցին որպես N դասի աստղեր[3]:

Հարվարդ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Հարվարդի նոր դասակարգումն օգտագործելով՝ հետագայում N դասը ընդարձակվեց R դասի փոքր խորություն ունեցող կարմիր աստղերն ընդգրկելով, որոնք բնութագրում են լուսապատկերի ածխածնային դիապազոնը: Այդ սխեմայի վերջին, բոլորի կողմից ընդունված լուսապատկերի R-ից N փոխազդեցությունը ցույց է տալիս, որ R-N հաջորդականությունը մոտավորապես զուգահեռ է C: G7 M10-ին[4]:

Տեսակ R0 R3 R5 R8 Na Nb
էկվիվալենտ. հսկա. G7-G8 K1-K2 ~K2-K3 K5-M0 ~M2-M3 M3-M4
T 4300 3900 ~3700 3450

Մորգան-Կինանի C-համակարգ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

N-ի վերջին տիպերը ավելի քիչ են համընկնում M տիպերի իրենց անալոգների հետ, քանի որ հարվարդյան դասակարգումը մասամբ է հիմնվում ջերմաստիճանի վրա և ունի ածխածնի ավելցուկ: Այդ պատճառով էլ ածխածնային աստղերի այդ դասակարգումը լիարժեք չէ: Դրա փոխարեն ներմուծվել է «С» դասի աստղի նոր, երկակի համար, որտեղ ջերմաստիճանն ու ածխածնի ավելցուկը հաշվի է առնված: Այդ եղանակով է չափվել La Superba աստղի լուսապատկերը, և հայտաբերվել է C54, որտեղ 5-ը ցույց է տալիս հատկությունից կախված ջերմաստիճանը, իսկ 4-ը C2 շերտի լուսապատկերում ունեցած թվային բաղադրությունն է (C54 շատ հաճախ ձայնագրվում է որպես C5, 4)[5]:

Տեսակ C0 C1 C2 C3 C4 C5 C6 C7
Համարժեք հսկա. G4-G6 G7-G8 G9-K0 K1-K2 K3-K4 K5-M0 M1-M2 M3-M4
T 4500 4300 4100 3900 3650 3450

Մորգան-Կինանի վերամշակած համակարգ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Այս երկկողմանի դասակարգումը փոխարինեց նախկին R-N դասակարգմանը 1960—1993 թվականների ընթացքում, բայց Մորգան-Կինանի C-համակարգը չարդարացեց այն ստեղծողների սպասումները:

  1. Այն չի համապատասխանում ինֆրակարմիր ճառագայթների վրա հիմնված ջերմաստիճանի չափումներին:
  2. Սկզբում այն երկկողմանի էր, բայց շուտով բաժանվում է CH, CN, j և այլ ածանցյալներ, ինչն էլ այդ համակարգը ոչ գործական է դարձնում ածխածնային աստղերի զանգվածային կուտակումները դիտարկելիս:
  3. Ժամանակի ընթացքում պարզ է դառնում, որ R և N նախկին դասի աստղերը իրականում ածխածնային աստղերի 2 տարբեր տարատեսակ են, և որ դա աստղաֆիզիկայի համար շատ կարևոր նշանակություն ունի:

Մորգան-Կինանի նոր դասակարգումը հրապարակվել է 1993 թվականին Ֆիլիպ Կինանի կողմից, որը կարատել է դասերի բաժանում՝ C-N, C-R և C-H: Հետագայում ավելացվել են C-J և C-Hd դասերը[6]: Այն այժմ գործածվող դասակարգման համակարգն է [7]:

Դաս Լուսապատկեր Կոնցենտրացիա MV[8] Տեսություն Օրինակ(ներ) Հայտնիների թիվ
դասական ածխածնային աստղեր
C-R: հարվարդյան R դաս. դեռևս երևում են լուսապատկերի կապույտ շերտի վերջում, ուժեղ իզոտոպիական շերտեր,չտարածված բարիումային գիծ միջին սկավառակի կոնց. I 0 կարմիր հսկաներ Ընձուղտի S ~25
C-N: հարվարդյան N դաս.կապույտի ուժեղ դիֆուզ ներծծում, երբեմն կապույտի ոչ տեսանելիություն, s-պրոցեսի տարրերը ուժեղացնում են արևի ավելցուկը, թույլ իզոտոպիական շերտեր բարակ սկավառակի կոնց. I -2.2 Հսկաների ասիմպտոտիկ

հաջորդականություն

Նապաստակի R ~90
ոչ դասական ածխածնային աստղեր
C-J: շատ ուժեղ իզոտոպական շերտ C2 և CN անհայտ անհայտ անհայտ La Superba (Y Canum Venaticorum) ~20
C-H: CH-ի ուժեղ ներծծում գալ., կոնց. II -1.8 պայծառ հսկաներ, զանգվածի տեղաշարժ (C-H — երկակի[9]) V Arietis, TT Canum Venaticorum ~20
C-Hd: ջրածնի շերտեր CH թույլ շերտեր կամ դրանց բացակայություն բարակ սկավառակ, կոնց. I -3.5 անհայտ HD 137613 ~7

Այլ հատկանիշներ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ածխածնային աստղերի մեծ մասը փոփոխվող աստղեր են:

Ածխածնային աստղերի դիտարկում[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Սիրողական աստղագետները գիշերը կարմիր գույնի նկատմամբ ունեցած անընկալունակության և զգայուն կարմիր ցանցաթաղանթի նկատմամբ դանդաղ հարմարվողականությունը հաշվի առնելով՝ փոփոխվող կարմիր աստղերի (հատկապես ածխածնային) տեսանելի աստղային մեծությունը հաշվելիս պետք է հաշվի առնեն Պուրկինեի էֆեկտը:

Ածխածնի միջաստղային տարածվածություն[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Վերևում ունեցած սեփական ցածր գրավիտացիայի պատճառով աստղի ածխածնային զանգվածի կեսը կամ կեսից ավելին կարող է ծախսվել ուժեղ արեգակնային քամիների վրա: Ուստի աստղի մնացորդը՝ ածխածնով հարուստ գրաֆիտի նման «փոշին» դառնում է տիեզերական փոշու մի մասը: Այդ փոշին համարվում է կարևոր գործոն աստղային հաջորդականության նոր աստղերի, նոր մոլորակների, մոլորակնային համակարգերի առաջացման համար անհրաժեշտ առաջնային նյութի ստեղծման համար: Ածխածնային աստղին շրջապատող նյութը կարող է ստվերել աստղին, քանի որ փոշին ծածկում է ողջ երևացող լույսը:

Տես նաև՝[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

  • Բարիումային աստղ
  • R Նապաստակ , մուգ կարմիր աստղ, ածխածնային աստղի օրինակ
  • IRC +10216, CW Առյուծ՝ համեմատաբար ուսումնասիրված ածխածնային աստղ և հյուսիսային կիսագնդի 10 մկմ-ի ամենապայծառ աստղը
  • La Superba, Y Canum Venaticorum՝ ամենապայծառ ածխածնային աստղերից մեկը
  • Մարկ Արնսոն՝ ամերիկացի աստղագետ և ածխածնային աստղերի նշանավոր ուսումնասիրող

Ծանոթագրություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Արտաքին հղումներ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]