Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
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.
Tayflar
Tanım gereği karbon yıldızları, molekülünden gelen baskın spektral Swan bantlarına sahiptir. CH, CN (), 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 elementleri oluşur ve yüzeye kadar "eşelenir".
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 'te 50'den fazla farklı yıldız çevresi molekülü tespit edildi. Bu yıldız genellikle yeni yıldız çevresi moleküllerini araştırmak için kullanılır.
Secchi
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.
Harvard
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.
| MK-tipi | R0 | R3 | R5 | R8 | Na | Nb |
| eşdeğer. | G7-G8 | K1-K2 | ~K2-K3 | K5-M0 | ~M2-M3 | M3-M4 |
| Teff | 4300 | 3900 | ~3700 | 3450 | --- | --- |
Morgan–Keenan C sistemi
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. 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).
Bu Morgan-Keenan C sistemi sınıflandırması, 1960-1993 arasındaki eski RN sınıflandırmalarının yerini almıştır.
| MK-tipi | C0 | C1 | C2 | C3 | C4 | C5 | C6 | C7 |
| eşdeğer. | G4-G6 | G7-G8 | G9-K0 | K1-K2 | K3-K4 | K5-M0 | M1-M2 | M3-M4 |
| Teff | 4500 | 4300 | 4100 | 3900 | 3650 | 3450 | --- | --- |
Gözden geçirilmiş Morgan-Keenan sistemi
İki boyutlu Morgan-Keenan C sınıflandırması, içerik oluşturucuların beklentilerini karşılayamadı:
- kızılötesine dayalı sıcaklık ölçümleriyle ilişkilendirilemedi,
- 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.
- 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. Bu, günümüzde kullanılan yerleşik sınıflandırma sistemini oluşturur.. 4 Mart 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Mart 2012.</ref>
Astrofiziksel mekanizmalar
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.
Diğer özellikler
Klasik karbon yıldızlarının çoğu uzun dönemli değişen yıldızlardır.
Karbon yıldızlarını gözlemleme
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.
Kaynakça
- ^ Savina, Michael R.; Davis, Andrew M.; Tripa, C. Emil; Pellin, Michael J.; Clayton, Robert N.; Lewis, Roy S.; Amari, Sachiko; Gallino, Roberto; Lugaro, Maria (2003). "Barium isotopes in individual presolar silicon carbide grains from the Murchison meteorite". Geochimica et Cosmochimica Acta. 67 (17). s. 3201. Bibcode:2003GeCoA..67.3201S. doi:10.1016/S0016-7037(03)00083-8. 25 Ekim 2020 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 7 Eylül 2021.
- ^ Gottesman, S. (2009). . AST2039 Materials. 12 Şubat 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Mart 2012.
- ^ Clowes, C. (25 Ekim 2003). . peripatus.gen.nz. 5 Şubat 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Mart 2012.
- ^ Keenan, P. C.; Morgan, W. W. (1941). "The Classification of the Red Carbon Stars". The Astrophysical Journal. 94: 501. Bibcode:1941ApJ....94..501K. doi:10.1086/144356.
- ^ Keenan, P. C. (1993). "Revised MK Spectral Classification of the Red Carbon Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Cilt 105. s. 905. Bibcode:1993PASP..105..905K. doi:10.1086/133252.
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Karbon yildizi C tipi yildiz atmosferi oksijenden daha fazla karbon iceren tipik olarak asimptotik dev kol yildizi ve parlak bir kirmizi devdir Iki element yildizin ust katmanlarinda birleserek atmosferdeki tum oksijeni tuketen karbon atomlarini diger karbon bilesiklerini olusturmak uzere serbest birakan ve yildiza isli bir atmosfer ve carpici yakut kirmizisi bir gorunum veren karbonmonoksiti olusturur Ayrica bazi cuce ve ustdev karbon yildizlari da vardir ve daha yaygin olan dev yildizlara bazen onlari ayirt etmek icin klasik karbon yildizlari denir Cogu yildizda Gunes gibi atmosfer karbona gore oksijen bakimindan daha zengindir Karbon yildizlarinin ozelliklerini sergilemeyen ancak karbonmonoksit olusturacak kadar soguk olan siradan yildizlara bu nedenle oksijen yonunden zengin yildizlar denir Karbon yildizlarinin oldukca belirgin tayfsal ozellikleri vardir ve ilk kez 1860 larda astronomik spektroskopide oncu olan Angelo Secchi tarafindan tanimlanmislardir TayflarKarbon yildizi UU Aurigae nin Echelle tayflari Tanim geregi karbon yildizlari molekulunden gelen baskin spektral Swan bantlarina sahiptir CH CN ve SiC2 gibi diger bircok baska karbon bilesigi yuksek seviyelerde mevcut olabilir Cekirdekte karbon olusur ust katmanlarina sirkule edilir ve bu da katmanlarin bilesimini onemli olcude degistirir Karbona ek olarak kabuk parlamalarinda baryum teknesyum ve zirkonyum gibi elementleri olusur ve yuzeye kadar eselenir Gok bilimciler karbon yildizlarinin tayfsal siniflandirmasini gelistirdiklerinde tayflari yildizlarin etkin sicakliklariyla iliskilendirmeye calisirken buyuk zorluklar yasadilar Sorun tum atmosferik karbonun normalde yildizlar icin sicaklik gostergeleri olarak kullanilan sogurma cizgilerini gizlemesinden kaynaklaniyordu Karbon yildizlari ayrica milimetre ve milimetre alti dalga boylarinda zengin bir molekuler cizgi spektrumu gosterir Karbon yildizi te 50 den fazla farkli yildiz cevresi molekulu tespit edildi Bu yildiz genellikle yeni yildiz cevresi molekullerini arastirmak icin kullanilir Secchi Karbon yildizlari 1860 larda tayfsal siniflandirmanin oncusu Angelo Secchi nin karbon yildizlari icin Secchi sinif IV u olusturdugunda kesfedilmisti 1890 larin sonlarinda N sinifi yildizlar olarak yeniden siniflandirildi Harvard Bu yeni Harvard siniflandirmasi kullanilarak N sinifi daha sonra tayfin karakteristik karbon bantlarini paylasan daha az koyu kirmizi yildizlar icin bir R sinifi gelistirildi R den N ye olan semanin geleneksel tayflarla daha sonraki iliskisi R N dizisinin yildiz sicakligina gore yaklasik olarak c a G7 M10 ile paralel olarak calistigini gostermistir MK tipi R0 R3 R5 R8 Na Nbesdeger G7 G8 K1 K2 K2 K3 K5 M0 M2 M3 M3 M4Teff 4300 3900 3700 3450 Morgan Keenan C sistemi Daha sonraki N siniflari muadili M tiplerine daha az karsilik gelir cunku Harvard siniflandirmasi yalnizca kismen sicakliga ayni zamanda karbon bolluguna da dayaniyordu boylece kisa surede bu tur bir karbon yildizi siniflandirmasinin eksik oldugu anlasildi Bunun yerine sicaklik ve karbon bollugunun ustesinden gelmek icin yeni bir cift numarali yildiz sinifi C insa edildi icin olculen boyle bir spektrum C54 olarak belirlendi burada 5 sicakliga bagli ozellikleri ve 4 spektrumdaki C2 Swan bantlarinin gucunu ifade eder C54 genellikle alternatif olarak C5 4 biciminde yazilir Bu Morgan Keenan C sistemi siniflandirmasi 1960 1993 arasindaki eski RN siniflandirmalarinin yerini almistir MK tipi C0 C1 C2 C3 C4 C5 C6 C7esdeger G4 G6 G7 G8 G9 K0 K1 K2 K3 K4 K5 M0 M1 M2 M3 M4Teff 4500 4300 4100 3900 3650 3450 Gozden gecirilmis Morgan Keenan sistemi Iki boyutlu Morgan Keenan C siniflandirmasi icerik olusturucularin beklentilerini karsilayamadi kizilotesine dayali sicaklik olcumleriyle iliskilendirilemedi baslangicta iki boyutlu oldugundan kisa bir sure sonra eklerle CH CN j ve diger ozelliklerle zenginlestirildi bu da onu dis galaksilerin karbon yildiz populasyonlarinin toplu analizleri icin kullanissiz hale getirdi ve yavas yavas eski R ve N yildizlarinin gercekte astrofiziksel oneme sahip iki farkli tipte karbon yildizi oldugu ortaya cikti Yeni bir gozden gecirilmis Morgan Keenan siniflandirmasi 1993 yilinda Philip Keenan tarafindan yayinlandi ve siniflar CN CR ve CH olarak tanimlandi Daha sonra CJ ve C Hd siniflari eklendi Bu gunumuzde kullanilan yerlesik siniflandirma sistemini olusturur 4 Mart 2016 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 21 Mart 2012 lt ref gt Astrofiziksel mekanizmalarKarbon yildizlari birden fazla astrofiziksel mekanizma ile aciklanabilir Klasik karbon yildizlari daha kutleli olan klasik karbon yildizlari ile kutle acisindan klasik olmayanlardan ayirt edilir Modern spektral tip CR ve CN ye ait olan klasik karbon yildizlarinda karbon bollugunun helyum fuzyonunun ozellikle de devlerin yasamlarinin sonuna yaklastigi bir yildiz icindeki uclu alfa surecinin bir urunu oldugu dusunulmektedir icinde asimptotik dev dali AGB Bu fuzyon urunleri karbon ve diger urunler yapildiktan sonra konveksiyon olaylari sozde ucuncu tarama ile yildiz yuzeyine getirildi Normal olarak AGB karbon yildiz bu tur bir hidrojen yanma kabuk hidrojen kaynastiran fakat bolum 10 ile ayrilan 4 10 5Yillar gectikce yildiz bir kabukta yanan helyuma donusurken hidrojen fuzyonu gecici olarak durur Bu asamada yildizin parlakligi yukselir ve yildizin icindeki malzeme ozellikle karbon yukari hareket eder Parlaklik yukseldiginden yildiz genisleyerek helyum fuzyonu durur ve hidrojen kabugunun yanmasi yeniden baslar Bu kabuk helyum parlamalari sirasinda yildizdan kaynaklanan kutle kaybi onemlidir ve bircok kabuk helyum parlamasindan sonra bir AGB yildizi sicak beyaz bir cuceye donusur ve atmosferi bir gezegenimsi bulutsunun malzemesi haline gelir Klasik olmayan tipler CJ ve ait karbon yildizli turlu CH olduguna inanilan ikili yildiz bir yildiz dev bir yildiz veya bazen bir oldugu gorulmektedir cuce kirmizi ve diger bir beyaz cuce Halihazirda yildizin dev bir yildizin hala klasik bir karbon yildiziyken yoldasindan yani su anda beyaz cuce olan yildizdan bir ana dizi yildizi iken karbon bakimindan zengin bir malzeme biriktirdigi gozlemlendi Yildiz evriminin bu asamasi nispeten kisadir ve bu tur yildizlarin cogu sonucta beyaz cuceler olur Bu sistemler artik kutle transferinden nispeten uzun bir sure sonra gozlemlenmektedir olay bu nedenle mevcut kirmizi devde gozlemlenen ekstra karbon o yildizin icinde uretilmedi Bu senaryo ayni zamanda karbon molekullerinin ve baryumun bir s sureci elemani guclu spektral ozelliklerine sahip olmasiyla da karakterize edilen baryum yildizlarinin kokeni olarak kabul edilmektedir Bazen asiri karbonu bu kutle transferinden gelen yildizlara onlari dahili olarak karbon ureten icsel AGB yildizlarindan ayirmak icin dissal karbon yildizlari denir Bu dissal karbon yildizlarinin cogu kendi karbonlarini yapacak kadar parlak veya soguk degiller bu ikili dogalari kesfedilene kadar bir muammaydi Spektral sinif C Hd ye ait olan esrarengiz hidrojen eksikligi olan karbon yildizlari HdC R Coronae Borealis degiskenleriyle RCB bir miktar iliskiye sahip gibi gorunmektedir ancak kendileri degisken degildir ve RCB ler icin tipik olan belirli bir kizilotesi radyasyondan yoksundur Yalnizca bes HdC bilinmektedir ve hicbirinin ikili olmadigi bilinmemektedir bu nedenle klasik olmayan karbon yildizlariyla iliskisi bilinmemektedir CNO dongusu dengesizligi ve cekirdek helyum flasi gibi daha az ikna edici teoriler de daha kucuk karbon yildizlarinin atmosferlerinde karbon zenginlestirme mekanizmalari olarak onerildi Diger ozelliklerKlasik karbon yildizlarinin cogu uzun donemli degisen yildizlardir Karbon yildizlarini gozlemleme Gece gorusunun kirmiziya duyarsizligi ve kirmiziya duyarli cubuk hucrelerinin yildizlarin isigina yavas adaptasyonu nedeniyle kirmizi degisen yildizlarin ozellikle de karbon yildizlarinin buyukluk tahminlerini yapan gok bilimciler gozlemlenen yildizin buyuklugunu kucumsememek icin Purkine Kaymasi ile nasil basa cikilacagini bilmek zorundadirlar Kaynakca Savina Michael R Davis Andrew M Tripa C Emil Pellin Michael J Clayton Robert N Lewis Roy S Amari Sachiko Gallino Roberto Lugaro Maria 2003 Barium isotopes in individual presolar silicon carbide grains from the Murchison meteorite Geochimica et Cosmochimica Acta 67 17 s 3201 Bibcode 2003GeCoA 67 3201S doi 10 1016 S0016 7037 03 00083 8 25 Ekim 2020 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 7 Eylul 2021 Gottesman S 2009 AST2039 Materials 12 Subat 2004 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 21 Mart 2012 Clowes C 25 Ekim 2003 peripatus gen nz 5 Subat 2012 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 21 Mart 2012 Keenan P C Morgan W W 1941 The Classification of the Red Carbon Stars The Astrophysical Journal 94 501 Bibcode 1941ApJ 94 501K doi 10 1086 144356 Keenan P C 1993 Revised MK Spectral Classification of the Red Carbon Stars Publications of the Astronomical Society of the Pacific Cilt 105 s 905 Bibcode 1993PASP 105 905K doi 10 1086 133252