Углеродная звезда
Углеродная звезда — это более поздний вид обычных звёзд красных гигантов (или изредка красных карликов), в атмосфере которых содержится больше углерода, чем кислорода; два компонента смешиваются в верхних слоях звезды, образуя монооксид углерода, который связывает весь кислород в атмосфере, оставляя атомы углерода свободными для образования других углеродных соединений, дающих звезде «черноватую» атмосферу и ярко-красный вид при наблюдении извне.
Спектральные особенности этих звёзд довольно характерные, и они впервые были классифицированы по спектру Анджело Секки в 1860-х годах — первопроходцем в астрономической спектроскопии. В «нормальной» звезде (наподобие Солнца) атмосфера более насыщена кислородом, чем углеродом.
История открытия
В 1868 году Анджело Секки, будучи раздосадован невозможностью поехать в Индию для наблюдения полного солнечного затмения 18 августа 1868 года, остался дома в Риме и сообщил Французской академии наук об открытии нового спектрального класса звёзд — класса IV. Открытие было сделано на основе визуального наблюдения красных звёзд из обсерватории Римского колледжа, расположенной наверху церкви Сант-Иньяцио. В своей пионерской работе Секки сообщает об одной странной звезде из каталога Лаланда, которую он отнёс к этому классу, скорее всего, это звезда, ныне именуемая [англ.]. В следующей работе он приводит список из 17 таких звёзд. А через год, в 1869, пишет, что спектральные линии, характерные для этого класса, являются линиями поглощения соединения углерода.
Астрофизические механизмы
Углеродность звёзд объясняется больше, чем одним астрофизическим механизмом. McClure 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 гелия в ходе тройного альфа-процесса внутри звезды, появляется у гиганта ближе к концу его существования на асимптотической ветви гигантов (АВГ). Углерод и другие продукты синтеза перемещаются к поверхности звезды в результате вычерпывания, в результате чего её атмосфера обогащается углеродом. Обычно этот вид углеродной звезды АВГ существует за счёт сжигания водорода в водородной оболочке, но периодически на 104−105 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 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 планетарной туманности.
Неклассические виды углеродных звёзд спектральных классов C-J и C-H считаются 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 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 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. Этот сценарий также подходит для описания происхождения бариевых звёзд, которые также характеризуются наличием сильных спектральных линий молекул углерода и бария (элемент s-процесса). Иногда звёзды, у которых избыток углерода получается из-за такого перемещения массы, называют «внешними» углеродными звёздами, чтобы отличать их от «внутренних» звёзд асимптотической последовательности, у которых углерод вырабатывается во внутренних слоях. Многие из таких внешних углеродных звёзд не светятся или достаточно охлаждены, чтобы вырабатывать собственный углерод, присутствие которого было загадкой, пока не была открыта двойная природа таких звёзд.
Загадочные углеродные звёзды с дефицитом водорода в атмосфере (hydrogen deficient carbon star — HdC) видимо имеют какое-то отношение к переменным типа R Северной Короны (R Coronae Borealis variable—RCB), хотя сами не являются переменными и имеют недостаточное ИК-излучение в диапазоне, характерном для RCB-звёзд. Известно лишь пять HdC-звёзд и ни одна из них не является двойной. Поэтому неизвестно, являются ли они неклассическими «внешними» углеродными звёздами.
Для объяснения механизма обогащения углеродом атмосфер небольших звёзд также предложены иные, менее убедительные гипотезы, такие как дисбаланс CNO-цикла и Гелиевая вспышка в ядре.
Спектр углеродной звезды
По определению, углеродные звёзды имеют преобладающую полосу спектра из-за . Высокие уровни могут быть и у других углеродных соединений, подобно CH, CN (циан), и SiC2. Углерод образуется в ядре и распространяется в верхние слои, резко изменяя состав слоёв. Другие элементы образуются в результате распада гелия, и s-процесс тоже увеличивает их образование таким же путём, из-за чего появляются литий и барий.
Когда астрономы разработали спектральную классификацию углеродных звёзд, у них появились значительные трудности при попытке соотнести спектры с эффективными температурами звёзд. Проблема была со всем атмосферным углеродом, скрывающим линии поглощения, обычно используемые для определения температуры звёзд.
Секки
Углеродные звёзды были открыты уже в 1860-х годах, когда пионер спектральной классификации Анджело Секки установил для них IV-й класс в своей классификации, который 1890-х гг. был переклассифицирован в N-класс.
Гарвард
Используя новую классификацию Гарварда, N-класс позднее был дополнен R-классом для звёзд не столь тёмно-красных, но с такими же характерными углеродными линиями в спектре. Позже соотнесение этой R-N последовательности с общепринятым спектром показало, что распределение температур в ней идёт примерно параллельно спектральным классам диаграммы Герцшпрунга-Рассела от G7 до M0.
| Тип MK | R0 | R3 | R5 | R8 | Na | Nb |
| эквив. гигант. | G7-G8 | K1-K2 | ~K2-K3 | K5-M0 | ~M2-M3 | M3-M4 |
| Tэфф | 4300 | 3900 | ~3700 | 3450 | — | — |
C-система Моргана-Кинана
Последние классы N не вполне соотносятся с их аналогами M типов, так как гарвардская классификация основывается не только на температуре, но ещё и на избытке углерода; потому скоро стало ясно, что этот вид классификации углеродных звёзд является неполным. Вместо этого был введён новый класс «С» с двойным индексом, с тем, чтобы учитывать и температуру, и избыток углерода. Так, звезде La Superba был присвоен класс C54, где 5 указывает на температурные особенности, а 4 — на интенсивность линии C2 в спектре. (C54 очень часто записывается как C5, 4).
| Тип MK | C0 | C1 | C2 | C3 | C4 | C5 | C6 | C7 |
| эквив. гигант. | G4-G6 | G7-G8 | G9-K0 | K1-K2 | K3-K4 | K5-M0 | M1-M2 | M3-M4 |
| Tэфф | 4500 | 4300 | 4100 | 3900 | 3650 | 3450 | — | — |
Пересмотренная система Моргана-Кинана
Эта двумерная классификация заменила старую R-N-классификацию в течение 1960—1993 гг., но C-система Моргана-Кинана не оправдала ожиданий создателей:
- Она не соответствует измерениям температуры, основанным на инфракрасном излучении.
- Первоначально она была двумерной, но вскоре была расширена суффиксами CH, CN, j и другими уточнениями, что сделало систему непрактичной при анализе популяций углеродных звёзд в удалённых галактиках.
- Со временем обнаружилось, что звёзды старых классов R и N на самом деле — два различных вида углеродных звёзд, и это имеет существенное астрофизическое значение.
Новая редакция классификации Моргана-Кинана была опубликована в 1993 г. Филипом Кинаном, определившим классы: C-N, C-R и C-H. Позже были добавлены классы C-J и C-Hd. В таком виде она и используется сегодня:
| класс | спектр | концентрация | MV | теория | пример(ы) | число известных |
|---|---|---|---|---|---|---|
| классические углеродные звёзды | ||||||
| C-R: | возвращение старого гарвардского класса R: всё ещё видимы в синей части спектра, сильные изотопические полосы, не расширяется бариевая линия | средний диск конц. I | 0 | красные гиганты? | S Жирафа | ~25 |
| C-N: | возвращение старого гарвардского класса N: тяжёлое диффузное поглощение синего, иногда невидимость в синем, элементы s-процесса усиливают солнечный избыток, слабые изотопические полосы | тонкий диск конц. I | -2.2 | Асимптоматическая последовательность гигантов | R Зайца | ~90 |
| не классические углеродные звёзды | ||||||
| C-J: | очень сильная изотопическая полоса C2 и CN | неизвестно | неизвестно | неизвестно | La Superba (Y Canum Venaticorum) | ~20 |
| C-H: | очень сильное поглощение CH | гало, конц. II | -1.8 | яркие гиганты, перенос массы (все C-H — двойные) | V Arietis, TT Canum Venaticorum | ~20 |
| C-Hd: | линии водорода и полосы CH слабые или отсутствуют | тонкий диск, конц. I | -3.5 | неизвестно | HD 137613 | ~7 |
Другие качества
Большинство классических углеродных звёзд — это переменные звёзды: неправильные и полуправильные переменные звёзды.
Наблюдение углеродных звёзд
Из-за невосприимчивости ночного зрения к красному цвету и медленной адаптации чувствительных красных палочек глаз к свету звёзд астрономы-любители, вычисляя видимую звёздную величину по оценке красноты переменных звёзд (особенно углеродных звёзд), должны учитывать эффект Пуркинье, чтобы не завысить блеск наблюдаемой звезды.
Межзвёздное распространение углерода
Из-за собственной низкой гравитации у поверхности, половина (или больше) от общей массы углерода звезды может быть утрачена в виде мощных звёздных ветров. Поэтому остатки звёзд — богатая углеродом «пыль», похожая на графит, становится частью межзвёздной пыли. Эту пыль считают важным фактором при получении первоначального вещества для формирования последующих поколений звёзд, планет и их планетарных систем. Вещество, окружающее углеродную звезду, может затенять её, так как пыль поглощает весь видимый свет.
См. также
- Бариевая звезда
- R Зайца, тёмно-красная звезда, пример углеродной звезды
- IRC +10216, CW Льва — наиболее изученная углеродная звезда и самая яркая звезда неба на длине волны 10 мкм в северном полушарии
- La Superba, Y Canum Venaticorum — одна из самых ярких углеродных звёзд
- Марк Ааронсон — американский астроном и выдающийся исследователь углеродных звёзд
Примечания
Комментарии
- поскольку W Ориона присутствует в списке из 17 звезд во второй публикации Секки и по координатам ближе всего к звезде из первой его работы
Источники
- McCarthy, M. F. Angelo Secchi and the Discovery of Carbon Stars (англ.) // The MK Process at 50 Years. ASP Conference Series, vol. 60. — 1994. — P. 224—232. — .
- Углеродные и относящиеся к ним звёзды Архивная копия от 2 ноября 2015 на Wayback Machine (англ.) (Дата обращения: 3 июля 2008)
- Maurizio Salaris. Evolution of stars and stellar populations. — Chichester, West Sussex, England ; Hoboken, NJ, USA : J. Wiley, 2005. — С. 191—193. — 402 с. — ISBN 978-0-470-09219-4, 978-0-470-09220-0.
- R. McClure, Journal of the Royals Astronomical Society of Canada, vol 79, pp. 277—293, Dec. 1985
- Классификация звёздного спектра: некоторая история Архивная копия от 5 июля 2017 на Wayback Machine (англ.) (Дата обращения: 3 июля 2008)
- Carbon Stars (Peripatus.gen) Архивировано 5 февраля 2012 года. (англ.) (Дата обращения: 3 июля 2008)
- Классификация красных углеродных звёзд. Keenan, Philip C.; Morgan, W. W. (англ.) (Дата обращения: 3 июля 2008)
- Пересмотренная спектральная MK классификация красных углеродных звёзд — Keenan, Philip C. (англ.) (Дата обращения: 3 июля 2008)
- Спектральный атлас углеродных звёзд (Barnbaum+ 1996) Архивная копия от 19 мая 2009 на Wayback Machine (англ.) (Дата обращения: 3 июля 2008)
- Абсолютная видимая звёздная величина
- Двойная природа бариевых и углеродно-водородных звёзд. III — орбитальные параметры, McClure, R.D.; Woodsworth, A. W., 1990 (англ.) (Дата обращения: 3 июля 2008)
Литература
- McClure, R. D., The carbon and related stars // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada (ISSN 0035-872X), vol. 79, Dec. 1985, p. 277—293. — Рукопись об углеродной и относящихся к ней звёздах (англ.) (Дата обращения: 2 июля 2008)
- 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): 3201. Bibcode:2003GeCoA..67.3201S. doi:10.1016/S0016-7037(03)00083-8.
Ссылки
- Перечень из 110 углеродных звёзд. (англ.) Включает номер HD; для большинства используется вторым при идентификации; местоположение по прямому восхождению и склонению; видимой звёздной величине; спектру; величине диапазона (для переменных звёзд); периоду (из цикла изменений).
Википедия, чтение, книга, библиотека, поиск, нажмите, истории, книги, статьи, wikipedia, учить, информация, история, скачать, скачать бесплатно, mp3, видео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, картинка, музыка, песня, фильм, игра, игры, мобильный, телефон, Android, iOS, apple, мобильный телефон, Samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Сеть, компьютер, Информация о Углеродная звезда, Что такое Углеродная звезда? Что означает Углеродная звезда?
Uglerodnaya zvezda eto bolee pozdnij vid obychnyh zvyozd krasnyh gigantov ili izredka krasnyh karlikov v atmosfere kotoryh soderzhitsya bolshe ugleroda chem kisloroda dva komponenta smeshivayutsya v verhnih sloyah zvezdy obrazuya monooksid ugleroda kotoryj svyazyvaet ves kislorod v atmosfere ostavlyaya atomy ugleroda svobodnymi dlya obrazovaniya drugih uglerodnyh soedinenij dayushih zvezde chernovatuyu atmosferu i yarko krasnyj vid pri nablyudenii izvne Spektralnye osobennosti etih zvyozd dovolno harakternye i oni vpervye byli klassificirovany po spektru Andzhelo Sekki v 1860 h godah pervoprohodcem v astronomicheskoj spektroskopii V normalnoj zvezde napodobie Solnca atmosfera bolee nasyshena kislorodom chem uglerodom Istoriya otkrytiyaV 1868 godu Andzhelo Sekki buduchi razdosadovan nevozmozhnostyu poehat v Indiyu dlya nablyudeniya polnogo solnechnogo zatmeniya 18 avgusta 1868 goda ostalsya doma v Rime i soobshil Francuzskoj akademii nauk ob otkrytii novogo spektralnogo klassa zvyozd klassa IV Otkrytie bylo sdelano na osnove vizualnogo nablyudeniya krasnyh zvyozd iz observatorii Rimskogo kolledzha raspolozhennoj naverhu cerkvi Sant Inyacio V svoej pionerskoj rabote Sekki soobshaet ob odnoj strannoj zvezde iz kataloga Lalanda kotoruyu on otnyos k etomu klassu skoree vsego eto zvezda nyne imenuemaya angl V sleduyushej rabote on privodit spisok iz 17 takih zvyozd A cherez god v 1869 pishet chto spektralnye linii harakternye dlya etogo klassa yavlyayutsya liniyami poglosheniya soedineniya ugleroda Astrofizicheskie mehanizmyUglerodnost zvyozd obyasnyaetsya bolshe chem odnim astrofizicheskim mehanizmom McClure vydelyal klassicheskie uglerodnye zvyozdy i ne klassicheskie kotorye menee massivnye V klassicheskih uglerodnyh zvyozdah sovremennyh spektralnyh klassov C R i C N izbytok ugleroda yavlyayushegosya kak schitaetsya produktom goreniya geliya v hode trojnogo alfa processa vnutri zvezdy poyavlyaetsya u giganta blizhe k koncu ego sushestvovaniya na asimptoticheskoj vetvi gigantov AVG Uglerod i drugie produkty sinteza peremeshayutsya k poverhnosti zvezdy v rezultate vycherpyvaniya v rezultate chego eyo atmosfera obogashaetsya uglerodom Obychno etot vid uglerodnoj zvezdy AVG sushestvuet za schyot szhiganiya vodoroda v vodorodnoj obolochke no periodicheski na 104 105 let zapuskaetsya process szhiganiya geliya v gelievoj obolochke a gorenie vodoroda vremenno prekrashaetsya Na etom etape vozrastaet svetimost zvezdy i veshestvo iz nedr zvezdy v chastnosti uglerod peremeshaetsya k poverhnosti Poskolku yarkost uvelichivaetsya zvezda rasshiryaetsya tak chto gorenie geliya prekrashaetsya i vozobnovlyaetsya gorenie vodoroda vo vneshnih sloyah Vo vremya etih vspyshek geliya v obolochke proishodit znachitelnaya poterya massy zvezdy i posle mnozhestva vspyshek geliya vo vneshnih sloyah zvezda AVG preobrazuetsya v belyj karlik i eyo atmosfera stanovitsya materialom dlya planetarnoj tumannosti Neklassicheskie vidy uglerodnyh zvyozd spektralnyh klassov C J i C H schitayutsya dvojnymi zvyozdami gde odna iz nablyudaemyh zvyozd gigant ili izredka krasnyj karlik a drugaya belyj karlik Zvezda nablyudaemaya v nastoyashee vremya kak gigant obrosla obogashyonnym uglerodom veshestvom kogda ona eshyo byla zvezdoj glavnoj posledovatelnosti Veshestvo ona poluchila ot svoej kompanonki to est zvezdy kotoraya v nastoyashee vremya yavlyaetsya belym karlikom kogda poslednyaya eshyo byla klassicheskoj uglerodnoj zvezdoj Etot etap evolyucii zvyozd otnositelno korotkij i bolshinstvo takih zvyozd v konce koncov stanovyatsya belymi karlikami My vidim takie sistemy sravnitelno dlitelnoe vremya posle peremesheniya massy poetomu dopolnitelnyj uglerod nablyudaetsya v sushestvuyushem krasnom gigante bez vyrabatyvaniya ego vnutri zvezdy Etot scenarij takzhe podhodit dlya opisaniya proishozhdeniya barievyh zvyozd kotorye takzhe harakterizuyutsya nalichiem silnyh spektralnyh linij molekul ugleroda i bariya element s processa Inogda zvyozdy u kotoryh izbytok ugleroda poluchaetsya iz za takogo peremesheniya massy nazyvayut vneshnimi uglerodnymi zvyozdami chtoby otlichat ih ot vnutrennih zvyozd asimptoticheskoj posledovatelnosti u kotoryh uglerod vyrabatyvaetsya vo vnutrennih sloyah Mnogie iz takih vneshnih uglerodnyh zvyozd ne svetyatsya ili dostatochno ohlazhdeny chtoby vyrabatyvat sobstvennyj uglerod prisutstvie kotorogo bylo zagadkoj poka ne byla otkryta dvojnaya priroda takih zvyozd Zagadochnye uglerodnye zvyozdy s deficitom vodoroda v atmosfere hydrogen deficient carbon star HdC vidimo imeyut kakoe to otnoshenie k peremennym tipa R Severnoj Korony R Coronae Borealis variable RCB hotya sami ne yavlyayutsya peremennymi i imeyut nedostatochnoe IK izluchenie v diapazone harakternom dlya RCB zvyozd Izvestno lish pyat HdC zvyozd i ni odna iz nih ne yavlyaetsya dvojnoj Poetomu neizvestno yavlyayutsya li oni neklassicheskimi vneshnimi uglerodnymi zvyozdami Dlya obyasneniya mehanizma obogasheniya uglerodom atmosfer nebolshih zvyozd takzhe predlozheny inye menee ubeditelnye gipotezy takie kak disbalans CNO cikla i Gelievaya vspyshka v yadre Spektr uglerodnoj zvezdyPo opredeleniyu uglerodnye zvyozdy imeyut preobladayushuyu polosu spektra iz za Vysokie urovni mogut byt i u drugih uglerodnyh soedinenij podobno CH CN cian i SiC2 Uglerod obrazuetsya v yadre i rasprostranyaetsya v verhnie sloi rezko izmenyaya sostav sloyov Drugie elementy obrazuyutsya v rezultate raspada geliya i s process tozhe uvelichivaet ih obrazovanie takim zhe putyom iz za chego poyavlyayutsya litij i barij Kogda astronomy razrabotali spektralnuyu klassifikaciyu uglerodnyh zvyozd u nih poyavilis znachitelnye trudnosti pri popytke sootnesti spektry s effektivnymi temperaturami zvyozd Problema byla so vsem atmosfernym uglerodom skryvayushim linii poglosheniya obychno ispolzuemye dlya opredeleniya temperatury zvyozd Sekki Uglerodnye zvyozdy byli otkryty uzhe v 1860 h godah kogda pioner spektralnoj klassifikacii Andzhelo Sekki ustanovil dlya nih IV j klass v svoej klassifikacii kotoryj 1890 h gg byl pereklassificirovan v N klass Garvard Ispolzuya novuyu klassifikaciyu Garvarda N klass pozdnee byl dopolnen R klassom dlya zvyozd ne stol tyomno krasnyh no s takimi zhe harakternymi uglerodnymi liniyami v spektre Pozzhe sootnesenie etoj R N posledovatelnosti s obsheprinyatym spektrom pokazalo chto raspredelenie temperatur v nej idyot primerno parallelno spektralnym klassam diagrammy Gercshprunga Rassela ot G7 do M0 Tip MK R0 R3 R5 R8 Na Nbekviv gigant G7 G8 K1 K2 K2 K3 K5 M0 M2 M3 M3 M4Teff 4300 3900 3700 3450 C sistema Morgana Kinana Poslednie klassy N ne vpolne sootnosyatsya s ih analogami M tipov tak kak garvardskaya klassifikaciya osnovyvaetsya ne tolko na temperature no eshyo i na izbytke ugleroda potomu skoro stalo yasno chto etot vid klassifikacii uglerodnyh zvyozd yavlyaetsya nepolnym Vmesto etogo byl vvedyon novyj klass S s dvojnym indeksom s tem chtoby uchityvat i temperaturu i izbytok ugleroda Tak zvezde La Superba byl prisvoen klass C54 gde 5 ukazyvaet na temperaturnye osobennosti a 4 na intensivnost linii C2 v spektre C54 ochen chasto zapisyvaetsya kak C5 4 Tip MK C0 C1 C2 C3 C4 C5 C6 C7ekviv gigant G4 G6 G7 G8 G9 K0 K1 K2 K3 K4 K5 M0 M1 M2 M3 M4Teff 4500 4300 4100 3900 3650 3450 Peresmotrennaya sistema Morgana KinanaEta dvumernaya klassifikaciya zamenila staruyu R N klassifikaciyu v techenie 1960 1993 gg no C sistema Morgana Kinana ne opravdala ozhidanij sozdatelej Ona ne sootvetstvuet izmereniyam temperatury osnovannym na infrakrasnom izluchenii Pervonachalno ona byla dvumernoj no vskore byla rasshirena suffiksami CH CN j i drugimi utochneniyami chto sdelalo sistemu nepraktichnoj pri analize populyacij uglerodnyh zvyozd v udalyonnyh galaktikah So vremenem obnaruzhilos chto zvyozdy staryh klassov R i N na samom dele dva razlichnyh vida uglerodnyh zvyozd i eto imeet sushestvennoe astrofizicheskoe znachenie Novaya redakciya klassifikacii Morgana Kinana byla opublikovana v 1993 g Filipom Kinanom opredelivshim klassy C N C R i C H Pozzhe byli dobavleny klassy C J i C Hd V takom vide ona i ispolzuetsya segodnya klass spektr koncentraciya MV teoriya primer y chislo izvestnyhklassicheskie uglerodnye zvyozdyC R vozvrashenie starogo garvardskogo klassa R vsyo eshyo vidimy v sinej chasti spektra silnye izotopicheskie polosy ne rasshiryaetsya barievaya liniya srednij disk konc I 0 krasnye giganty S Zhirafa 25C N vozvrashenie starogo garvardskogo klassa N tyazhyoloe diffuznoe pogloshenie sinego inogda nevidimost v sinem elementy s processa usilivayut solnechnyj izbytok slabye izotopicheskie polosy tonkij disk konc I 2 2 Asimptomaticheskaya posledovatelnost gigantov R Zajca 90ne klassicheskie uglerodnye zvyozdyC J ochen silnaya izotopicheskaya polosa C2 i CN neizvestno neizvestno neizvestno La Superba Y Canum Venaticorum 20C H ochen silnoe pogloshenie CH galo konc II 1 8 yarkie giganty perenos massy vse C H dvojnye V Arietis TT Canum Venaticorum 20C Hd linii vodoroda i polosy CH slabye ili otsutstvuyut tonkij disk konc I 3 5 neizvestno HD 137613 7Drugie kachestvaBolshinstvo klassicheskih uglerodnyh zvyozd eto peremennye zvyozdy nepravilnye i polupravilnye peremennye zvyozdy Nablyudenie uglerodnyh zvyozd Iz za nevospriimchivosti nochnogo zreniya k krasnomu cvetu i medlennoj adaptacii chuvstvitelnyh krasnyh palochek glaz k svetu zvyozd astronomy lyubiteli vychislyaya vidimuyu zvyozdnuyu velichinu po ocenke krasnoty peremennyh zvyozd osobenno uglerodnyh zvyozd dolzhny uchityvat effekt Purkine chtoby ne zavysit blesk nablyudaemoj zvezdy Mezhzvyozdnoe rasprostranenie ugleroda Iz za sobstvennoj nizkoj gravitacii u poverhnosti polovina ili bolshe ot obshej massy ugleroda zvezdy mozhet byt utrachena v vide moshnyh zvyozdnyh vetrov Poetomu ostatki zvyozd bogataya uglerodom pyl pohozhaya na grafit stanovitsya chastyu mezhzvyozdnoj pyli Etu pyl schitayut vazhnym faktorom pri poluchenii pervonachalnogo veshestva dlya formirovaniya posleduyushih pokolenij zvyozd planet i ih planetarnyh sistem Veshestvo okruzhayushee uglerodnuyu zvezdu mozhet zatenyat eyo tak kak pyl pogloshaet ves vidimyj svet Sm takzheBarievaya zvezda R Zajca tyomno krasnaya zvezda primer uglerodnoj zvezdy IRC 10216 CW Lva naibolee izuchennaya uglerodnaya zvezda i samaya yarkaya zvezda neba na dline volny 10 mkm v severnom polusharii La Superba Y Canum Venaticorum odna iz samyh yarkih uglerodnyh zvyozd Mark Aaronson amerikanskij astronom i vydayushijsya issledovatel uglerodnyh zvyozdPrimechaniyaKommentarii poskolku W Oriona prisutstvuet v spiske iz 17 zvezd vo vtoroj publikacii Sekki i po koordinatam blizhe vsego k zvezde iz pervoj ego raboty Istochniki McCarthy M F Angelo Secchi and the Discovery of Carbon Stars angl The MK Process at 50 Years ASP Conference Series vol 60 1994 P 224 232 Bibcode 1994ASPC 60 224M Uglerodnye i otnosyashiesya k nim zvyozdy Arhivnaya kopiya ot 2 noyabrya 2015 na Wayback Machine angl Data obrasheniya 3 iyulya 2008 Maurizio Salaris Evolution of stars and stellar populations Chichester West Sussex England Hoboken NJ USA J Wiley 2005 S 191 193 402 s ISBN 978 0 470 09219 4 978 0 470 09220 0 R McClure Journal of the Royals Astronomical Society of Canada vol 79 pp 277 293 Dec 1985 Klassifikaciya zvyozdnogo spektra nekotoraya istoriya Arhivnaya kopiya ot 5 iyulya 2017 na Wayback Machine angl Data obrasheniya 3 iyulya 2008 Carbon Stars Peripatus gen Arhivirovano 5 fevralya 2012 goda angl Data obrasheniya 3 iyulya 2008 Klassifikaciya krasnyh uglerodnyh zvyozd Keenan Philip C Morgan W W angl Data obrasheniya 3 iyulya 2008 Peresmotrennaya spektralnaya MK klassifikaciya krasnyh uglerodnyh zvyozd Keenan Philip C angl Data obrasheniya 3 iyulya 2008 Spektralnyj atlas uglerodnyh zvyozd Barnbaum 1996 Arhivnaya kopiya ot 19 maya 2009 na Wayback Machine angl Data obrasheniya 3 iyulya 2008 Absolyutnaya vidimaya zvyozdnaya velichina Dvojnaya priroda barievyh i uglerodno vodorodnyh zvyozd III orbitalnye parametry McClure R D Woodsworth A W 1990 angl Data obrasheniya 3 iyulya 2008 LiteraturaMcClure R D The carbon and related stars Journal of the Royal Astronomical Society of Canada ISSN 0035 872X vol 79 Dec 1985 p 277 293 Rukopis ob uglerodnoj i otnosyashihsya k nej zvyozdah angl Data obrasheniya 2 iyulya 2008 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 3201 Bibcode 2003GeCoA 67 3201S doi 10 1016 S0016 7037 03 00083 8 SsylkiMediafajly na Vikisklade Perechen iz 110 uglerodnyh zvyozd angl Vklyuchaet nomer HD dlya bolshinstva ispolzuetsya vtorym pri identifikacii mestopolozhenie po pryamomu voshozhdeniyu i skloneniyu vidimoj zvyozdnoj velichine spektru velichine diapazona dlya peremennyh zvyozd periodu iz cikla izmenenij
