Diferencies ente revisiones de «Estrella de carbonu»
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Using this new Harvard classification, the N class was later enhanced by a R class for less deeply rede stars sharing the characteristic carbon bands of the spectrum. Later correlation of this R to N scheme with conventional spectra, showed that the R-N sequence approximately run in parallel with c:a G7 to M10 with regards to star temperature. <ref>[http://www.peripatus.gen.nz/Astronomy/CarSta.html Carbon Stars (Peripatus.xen)]</ref> |
Using this new Harvard classification, the N class was later enhanced by a R class for less deeply rede stars sharing the characteristic carbon bands of the spectrum. Later correlation of this R to N scheme with conventional spectra, showed that the R-N sequence approximately run in parallel with c:a G7 to M10 with regards to star temperature. <ref>[http://www.peripatus.gen.nz/Astronomy/CarSta.html Carbon Stars (Peripatus.xen)]</ref> |
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The later N classes correspond less well to the counterparting M types, because the Harvard classification was only partially based on temperature, but also carbon abundande; so it soon became clear that this kind of carbon star classification was incomplete. Instead a new dual number star class C was erected so to deal with temperature '''and''' carbon abundande. Such a spectrum measured for [[La Superba|Y CVn]], was determined to be C5<sub>4</sub>, where 5 refers to temperature dependent features, and 4 to the strength of the C<sub>2</sub> Swan bands in the spectrum. (C5<sub>4</sub> is very often alternatively written C5,4). <ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1941ApJ....94..501K The Classification of the Rede Carbon Stars. Keenan, Philip C.; Morgan, W. W.]</ref> |
The later N classes correspond less well to the counterparting M types, because the Harvard classification was only partially based on temperature, but also carbon abundande; so it soon became clear that this kind of carbon star classification was incomplete. Instead a new dual number star class C was erected so to deal with temperature '''and''' carbon abundande. Such a spectrum measured for [[La Superba|Y CVn]], was determined to be C5<sub>4</sub>, where 5 refers to temperature dependent features, and 4 to the strength of the C<sub>2</sub> Swan bands in the spectrum. (C5<sub>4</sub> is very often alternatively written C5,4). <ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1941ApJ....94..501K The Classification of the Rede Carbon Stars. Keenan, Philip C.; Morgan, W. W.]</ref> |
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A new revised Morgan-Keenan classification was published in 1993 by [[Philip Keenan]], defining the classes: C-N, C-R and C-H. Later the classes C-J and C-Hd were added. <ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1993PASP..105..905K Revised MK spectral classification of the rede carbon stars - Keenan, Philip C.]</ref> This constitutes the established classification system used today <ref>[http://web.archive.org/web/http://adc.astro.umd.edu/adc-cgi/cat.pl?/journal_tables/ApJS/105/419/ Spectral Atles of Carbon Stars (Barnbaum+ 1996)]</ref>: |
A new revised Morgan-Keenan classification was published in 1993 by [[Philip Keenan]], defining the classes: C-N, C-R and C-H. Later the classes C-J and C-Hd were added. <ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1993PASP..105..905K Revised MK spectral classification of the rede carbon stars - Keenan, Philip C.]</ref> This constitutes the established classification system used today <ref>[http://web.archive.org/web/http://adc.astro.umd.edu/adc-cgi/cat.pl?/journal_tables/ApJS/105/419/ Spectral Atles of Carbon Stars (Barnbaum+ 1996)]</ref>: |
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Revisión a fecha de 09:33 31 mar 2020
Una estrella de carbonu ye una estrella de tipu tardíu similar a les xigantes coloraes (o dacuando nana colorada) que la so atmósfera contién más carbonu que osíxenu (a diferencia de les estrelles "normales"). Los dos elementos combinar nes capes más esternes de la estrella, formando monóxidu de carbonu, que consume tol osíxenu na atmósfera, dexando'l carbonu llibre pa formar otros compuestos de carbonu, dando a la estrella una atmósfera "tisnada", y apariencia colorada sobresaliente pa observadores humanos. Les carauterístiques espectrales d'estes estrelles son bien distintives, y fueron reconocíes per primeres vegada pol so espectru por Angelo Secchi nos años 1860 – los primeros años de la espectroscopia astronómica.
Mecanismos astrofísicos
Suelse subdividir les estrelles de carbonu y esplicar les distintes clases por distintos mecanismos astrofísicos. McClure[1] estrema ente estrelles de carbonu clásicu, y otres non-clásiques que son menos masives.
Nes estrelles de carbonu clásicu, créese que la bayura de carbonu ye un productu de la fusión d'heliu, específicamente'l procesu triple alfa nel interior d'una estrella, que les xigantes algamen cerca del final de les sos vides na llamada Caña asintótica xigante (n'inglés AGB, Asymptotic Giant Branch). Estos productos de la fusión nuclear fueron traíos a la superficie estelar por episodios de conveición posteriores a la producción de carbonu y otros elementos. De normal esti tipu d'estrella de carbonu AGB funde hidróxenu nuna capa de combustión d'hidróxenu, pero n'episodios separaos por 10⁴-10⁵ años, la estrella pasa a la fusión d'heliu nuna capa, mientres la fusión d'hidróxenu cesa temporalmente. Nesta fase la lluminosidá de la estrella aumenta, y material del interior estelar (en particular carbonu) xube. Puesto que la lluminosidá álzase, la estrella espandir colo que la fusión d'heliu cesa, y la fusión d'hidróxenu volver# a entamar. Nestes fases de fusión rápida d'heliu, la perda de masa de la estrella ye considerable, y depués de dellos episodios, una estrella AGB tresformar nuna nana blanca caliente, y la so atmósfera ye'l material pa una nebulosa planetaria.
Allugamientu
La constelación lepus, la Llebre, corriquia siempres so la inmensa figura de Orión, condergada a ser resalvada con facilidá. Aun así, guarda nel so senu dalgunos ayalgues dignes d'atraer les miraes d'astrónomos inquietos, como pudimos comprobar con M79. Güei vamos ver otros dos oxetos que piden a berros una visita.
El primeru d'ellos ye R leporis, una estrella con calter y nome propiu, conocida tamién col románticu nome de “Estrella carmesí de Hind” (o, n'inglés, Crimson star) o'l macabru pero acertáu nome de “la gota de sangre”. El so alies dicir tou, y ye que cualesquier que mire esta estrella va entender que non tou nel cielu ye blancu y negru. Ye una estrella de carbonu, y como tal amuesa una increíble tonalidá acoloratada como poques podemos reparar pol nuesu telescopiu. ¿D'ónde vien esi color? L'atmósfera de R leporis tien más carbonu del habitual, proveniente de zones más internes de la estrella, tres la fusión de molécules d'heliu. El carbonu, según el monóxidu de carbonu, nun dexen pasar la lluz azul, colo cual la resultancia ye esa tonalidá acoloratada. Son estrelles desaxeradamente fríes, envalorándose para R leporis una temperatura superficial pocu mayor de 2.000º K, con un diámetru que supera unes 500 vegaes al nuesu sol. Les estrelles de carbonu son de tipu espectral C y van camín de convertise nuna nana blanca, cola so envoltura formando una nebulosa planetaria.
Pero R leporis ye, amás, una estrella variable tipu Mira. Siendo'l prototipu Mira Ceti, que vamos ver n'otra ocasión, son estrelles que'l so rellumu presenta grandes variaciones tocantes a magnitú mientres un periodu mayor de 100 díes. De color coloráu intensu, les variables tipu Mira son xigantes coloraes d'edá avanzada que s'espanden y contraen sufriendo con ello cambeos na temperatura y lluminosidá, esprendiéndose adulces de la so envoltura gaseosa. Ello ye que munches d'estes estrelles nun tienen forma esférica y van dexando un rastru de gases tres de sigo. Na siguiente imaxe podemos apreciar, en lluz ultravioleta, los restos que va soltando Mira Ceti, como si d'una cometa estelar tratárase, anque a xulgar pola semeya más bien paeciera una aguamala espacial
Referencies
https://elnidodelastronomo.wordpress.com/category/estrella-de-carbonu/
