نجم الكربون

📅 آخر تحديث: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 4 صور
الموسوعة الحرة
Y Canum Venaticorum ، نجم كربوني في كوكبة Canes Venatici ، في الضوء البصري

النجم الكربوني ( نجم من النوع C ) هو عادةً نجم من فرع العملاق المقارب ، وهو عملاق أحمر لامع ، يحتوي غلافه الجوي على نسبة كربون أعلى من الأكسجين . [ 1 ] يتحد العنصران في الطبقات العليا من النجم، مكونين أول أكسيد الكربون ، الذي يستهلك معظم الأكسجين في الغلاف الجوي، تاركًا ذرات الكربون حرة لتكوين مركبات كربونية أخرى، مما يمنح النجم غلافًا جويًا كثيفًا ولونه الأحمر الياقوتي اللافت. يوجد أيضًا بعض النجوم الكربونية القزمة والعملاقة الفائقة ، وتُسمى النجوم العملاقة الأكثر شيوعًا أحيانًا بالنجوم الكربونية الكلاسيكية لتمييزها.

في معظم النجوم (مثل الشمس )، يكون الغلاف الجوي أغنى بالأكسجين منه بالكربون. ولذلك، تُسمى النجوم العادية التي لا تُظهر خصائص النجوم الكربونية ولكنها باردة بما يكفي لتكوين أول أكسيد الكربون بالنجوم الغنية بالأكسجين.

تتمتع النجوم الكربونية بخصائص طيفية مميزة للغاية ، [ 2 ] وقد تم التعرف عليها لأول مرة من خلال أطيافها بواسطة أنجيلو سيكي في ستينيات القرن التاسع عشر، وهو وقت رائد في علم الأطياف الفلكية .

الأطياف

أطياف Echelle لنجم الكربون UU Aurigae

بحكم تعريفها، تتميز النجوم الكربونية بوجود نطاقات سوان الطيفية السائدة لجزيء الكربون (C₂ ) . قد تتواجد العديد من مركبات الكربون الأخرى بنسب عالية، مثل الميثان (CH)، والسيانوجين (CN )، والكربون الثلاثي (C₃ ) ، وكربيد السيليكون (SiC₂ ) . يتشكل الكربون في اللب وينتقل إلى طبقاته العليا، مما يُغير تركيب هذه الطبقات بشكل جذري. بالإضافة إلى الكربون، تتشكل عناصر عملية S ، مثل الباريوم والتكنيتيوم والزركونيوم ، في ومضات الغلاف الخارجي وتُجرف إلى السطح. [ 3 ]

عندما وضع علماء الفلك التصنيف الطيفي للنجوم الكربونية، واجهوا صعوبة بالغة في ربط الأطياف بدرجات حرارة النجوم الفعلية. تكمن المشكلة في أن الكربون الموجود في الغلاف الجوي يحجب خطوط الامتصاص المستخدمة عادةً كمؤشرات لدرجة حرارة النجوم.

تُظهر النجوم الكربونية أيضًا طيفًا غنيًا من الخطوط الجزيئية عند أطوال موجية مليمترية ودون المليمترية . وقد تم رصد أكثر من 50 جزيئًا مختلفًا في النجم الكربوني CW Leonis . ويُستخدم هذا النجم غالبًا للبحث عن جزيئات جديدة في هذا المجال.

سيكي

تم اكتشاف النجوم الكربونية بالفعل في ستينيات القرن التاسع عشر عندما أنشأ رائد التصنيف الطيفي أنجيلو سيكي فئة سيكي الرابعة للنجوم الكربونية، والتي أعيد تصنيفها في أواخر تسعينيات القرن التاسع عشر كنجوم من الفئة N. [ 4 ]

هارفارد

باستخدام تصنيف هارفارد الجديد هذا، تم لاحقًا تعزيز الفئة N بفئة R للنجوم الأقل احمرارًا والتي تشترك في نطاقات الكربون المميزة للطيف. وأظهرت مقارنة لاحقة بين مخطط R إلى N والأطياف التقليدية أن تسلسل RN يسير بالتوازي تقريبًا مع c:a من G7 إلى M10 فيما يتعلق بدرجة حرارة النجم. [ 5 ]

نوع MKR0R3R5R8ناملاحظة
ما يعادل العملاقG7–G8K1–K2~K2–K3K5–M0M2–M3M3–M4
تأثير ت43003900حوالي 37003450——

نظام مورغان-كينان C

لا تتوافق فئات N اللاحقة بشكل جيد مع أنواع M المقابلة لها، لأن تصنيف هارفارد لم يكن يعتمد كليًا على درجة الحرارة، بل على وفرة الكربون أيضًا؛ لذا سرعان ما اتضح أن هذا النوع من تصنيف النجوم الكربونية غير مكتمل. ولذلك، تم استحداث فئة نجمية جديدة ذات رقمين، C، للتعامل مع درجة الحرارة ووفرة الكربون. وقد تم تحديد طيف تم قياسه لنجم Y Canum Venaticorum على أنه C5 4 ، حيث يشير الرقم 5 إلى الخصائص المعتمدة على درجة الحرارة، والرقم 4 إلى قوة نطاقات C2 Swan في الطيف. ( غالبًا ما يُكتب C5 4 أيضًا C5,4). [ 6 ] وقد حل تصنيف نظام مورغان-كينان C هذا محل تصنيفات RN الأقدم من عام 1960 إلى عام 1993.

نوع MKC0ج1C2ج3C4C5C6C7
ما يعادل العملاقG4–G6G7–G8G9–K0K1–K2K3–K4K5–M0M1–M2M3–M4
تأثير ت450043004100390036503450——

نظام مورغان-كينان المعدل

لم ينجح تصنيف مورغان-كينان ثنائي الأبعاد من النوع C في تلبية توقعات مبتكريه:

  1. لم ينجح في الارتباط بقياسات درجة الحرارة القائمة على الأشعة تحت الحمراء،
  2. وبما أنها كانت ثنائية الأبعاد في الأصل، فقد تم تحسينها سريعاً باللاحقات CH وCN وj وغيرها من الميزات، مما جعلها غير عملية لإجراء تحليلات جماعية لتجمعات النجوم الكربونية في المجرات الأجنبية.
  3. وتبين تدريجياً أن النجوم القديمة من النوعين R و N كانت في الواقع نوعين متميزين من النجوم الكربونية، ولها أهمية فيزيائية فلكية حقيقية.

نُشر تصنيف مورغان-كينان المنقح الجديد عام 1993 من قِبل فيليب كينان ، والذي حدد الفئات: CN وCR وCH. لاحقًا، أُضيفت الفئتان CJ وC-Hd. [ 7 ] ويُشكل هذا نظام التصنيف المُعتمد المُستخدم اليوم. [ 8 ]

فصلنطاقسكانإم فينظريةنطاق درجة الحرارة (كلفن) [ 9 ]مثال (أمثلة)# معروف
النجوم الكربونية الكلاسيكية
CR:تم إحياء فئة R القديمة من جامعة هارفارد: لا تزال مرئية في الطرف الأزرق من الطيف، مع نطاقات نظائرية قوية، ولا يوجد خط باريوم معززقرص متوسط ​​الحجم موسيقى البوب ​​10عمالقة حمراء؟5100 – 2800غشحوالي 25
CN:إعادة إحياء فئة N القديمة من جامعة هارفارد: امتصاص أزرق منتشر كثيف، غير مرئي أحيانًا في اللون الأزرق، عناصر عملية s-process معززة بوفرة أعلى من وفرتها في الشمس، نطاقات نظائرية ضعيفة.قرص رقيق بوب 1-2.2الشروط والأحكام العامة3100 – 2600آر  ليب90 تقريبًا
النجوم الكربونية غير الكلاسيكية
سي جيه:نطاقات نظائرية قوية جدًا لـ C 2 و CNمجهولمجهولمجهول3900 – 2800Y  CVnحوالي 20
CH:امتصاص قوي جداً لـ CHهالو بوب 2-1.8العمالقة الساطعة، انتقال الكتلة (جميع نجوم CH ثنائية [ 10 ] )5000 – 4100V Ari , TT CVnحوالي 20
سي-إتش دي:خطوط الهيدروجين وحزم CH ضعيفة أو غائبةقرص رقيق بوب 1-3.5مجهول؟مكتبة جلالة الملكة~7

الآليات الفيزيائية الفلكية

يمكن تفسير النجوم الكربونية بأكثر من آلية فيزيائية فلكية واحدة. وتُفرّق النجوم الكربونية الكلاسيكية عن غير الكلاسيكية بناءً على الكتلة، حيث تكون النجوم الكربونية الكلاسيكية هي الأكثر كتلة. [ 11 ]

في النجوم الكربونية الكلاسيكية ، تلك التي تنتمي إلى النوعين الطيفيين الحديثين CR وCN، يُعتقد أن وفرة الكربون ناتجة عن اندماج الهيليوم ، وتحديدًا عملية ألفا الثلاثية داخل النجم، والتي تصل إليها النجوم العملاقة قرب نهاية حياتها في فرع العملاق المقارب (AGB). وقد وصلت نواتج هذا الاندماج إلى سطح النجم بفعل موجات الحمل الحراري (ما يُعرف بالجرف الثالث ) بعد تكوّن الكربون ونواتج أخرى. عادةً ما يدمج هذا النوع من النجوم الكربونية في فرع العملاق المقارب الهيدروجين في غلاف احتراق هيدروجيني، ولكن في فترات تفصل بينها 10⁴ إلى 10⁵ سنة ، يتحول النجم إلى احتراق الهيليوم في غلاف، بينما يتوقف اندماج الهيدروجين مؤقتًا. في هذه المرحلة، يزداد لمعان النجم، وتتحرك المادة من باطن النجم (وخاصة الكربون) إلى الأعلى. ومع ازدياد اللمعان، يتمدد النجم بحيث يتوقف اندماج الهيليوم، ويبدأ احتراق غلاف الهيدروجين من جديد. خلال ومضات الهيليوم هذه ، يكون فقدان الكتلة من النجم كبيرًا، وبعد العديد من ومضات الهيليوم، يتحول نجم AGB إلى قزم أبيض ساخن ويصبح غلافه الجوي مادة لسديم كوكبي .

يُعتقد أن النجوم الكربونية غير الكلاسيكية، التي تنتمي إلى النوعين CJ وCH، هي نجوم ثنائية ، حيث يُرصد أحد النجمين كنجم عملاق (أو قزم أحمر في بعض الأحيان )، والآخر كقزم أبيض . وقد اكتسب النجم الذي يُرصد حاليًا كنجم عملاق مادة غنية بالكربون عندما كان لا يزال نجمًا من نجوم التسلسل الرئيسي من رفيقه (أي النجم الذي أصبح الآن قزمًا أبيض) عندما كان الأخير لا يزال نجمًا كربونيًا كلاسيكيًا. هذه المرحلة من تطور النجوم قصيرة نسبيًا، ومعظم هذه النجوم ينتهي بها المطاف كأقزام بيضاء. تُرصد هذه الأنظمة الآن بعد فترة طويلة نسبيًا من حدث نقل الكتلة ، لذا فإن الكربون الإضافي المرصود في العملاق الأحمر الحالي لم يُنتج داخل ذلك النجم. [ 11 ] يُقبل هذا السيناريو أيضًا كأصل للنجوم الباريومية ، التي تتميز أيضًا بامتلاكها خصائص طيفية قوية لجزيئات الكربون والباريوم ( عنصر من عناصر عملية الالتقاط البطيء للنيوترونات ). تُسمى النجوم التي حصلت على فائض الكربون من خلال عملية نقل الكتلة هذه أحيانًا بالنجوم الكربونية "الخارجية" لتمييزها عن نجوم AGB "الداخلية" التي تُنتج الكربون داخليًا. العديد من هذه النجوم الكربونية الخارجية ليست ساطعة أو باردة بما يكفي لتكوين الكربون الخاص بها، وهو ما كان لغزًا حتى تم اكتشاف طبيعتها الثنائية.

يبدو أن النجوم الكربونية الغامضة التي تعاني من نقص الهيدروجين (HdC)، والتي تنتمي إلى الفئة الطيفية C-Hd، لها صلة ما بالمتغيرات من نوع R Coronae Borealis (RCB)، لكنها ليست متغيرة بحد ذاتها وتفتقر إلى إشعاع الأشعة تحت الحمراء المميز لمتغيرات RCB. لا يُعرف سوى خمسة نجوم من نوع HdC، ولا يُعرف أي منها بأنه ثنائي، [ 12 ] لذا فإن علاقتها بالنجوم الكربونية غير الكلاسيكية غير معروفة.

كما تم اقتراح نظريات أخرى أقل إقناعًا، مثل عدم توازن دورة CNO ووميض الهيليوم في النواة، كآليات لإثراء الكربون في أغلفة النجوم الكربونية الأصغر حجمًا.

خصائص أخرى

صورة ضوئية للنجم الكربوني VX Andromedae

معظم النجوم الكربونية الكلاسيكية هي نجوم متغيرة من النوع المتغير ذي الفترة الطويلة .

مراقبة النجوم الكربونية

نظراً لعدم حساسية الرؤية الليلية للون الأحمر وبطء تكيف العصي الحساسة للون الأحمر في العين مع ضوء النجوم، يتعين على علماء الفلك الذين يقومون بتقديرات لمدى النجوم المتغيرة الحمراء ، وخاصة النجوم الكربونية، معرفة كيفية التعامل مع تأثير بوركينجي حتى لا يقللوا من تقدير مدى النجم المرصود.

توليد الغبار بين النجوم

بسبب جاذبيتها السطحية المنخفضة ، قد يفقد النجم الكربوني ما يصل إلى نصف كتلته (أو أكثر) عبر الرياح النجمية القوية. ولذلك، تصبح بقايا النجم، وهي عبارة عن "غبار" غني بالكربون يشبه الجرافيت ، جزءًا من الغبار بين النجوم . [ 13 ] يُعتقد أن هذا الغبار عامل مهم في توفير المواد الخام اللازمة لتكوين أجيال لاحقة من النجوم وأنظمتها الكوكبية. وقد تغطي المادة المحيطة بالنجم الكربوني سطحه بالكامل لدرجة أن الغبار يمتص كل الضوء المرئي.

تراكمت كربيدات السيليكون المتدفقة من النجوم الكربونية في السديم الشمسي المبكر ، وبقيت ضمن مصفوفات النيازك الكوندريتية التي لم تتعرض لتغييرات كبيرة . وهذا يسمح بإجراء تحليل نظائري مباشر للبيئة المحيطة بالنجوم الكربونية التي تتراوح كتلتها بين 1 و3 أضعاف كتلة الشمس . وتُعد التدفقات النجمية من النجوم الكربونية مصدر غالبية كربيد السيليكون ما قبل الشمسي الموجود في النيازك. [ 14 ]

تصنيفات أخرى

تشمل الأنواع الأخرى من النجوم الكربونية ما يلي:

يمكن استخدامها كشموع عادية

رسم بياني يوضح العدد النسبي للنجوم الكربونية في سحابة ماجلان الكبرى ذات لمعان معين في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة. القيمة الوسيطة مُشار إليها باللون الأحمر. مقتبس من ريبوش وآخرون (2020) [ 15 ]

تتميز النجوم الكربونية الكلاسيكية بإضاءة شديدة، خاصةً في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة ، مما يُمكّن من رصدها في المجرات القريبة. ونظرًا لخصائص الامتصاص القوية في أطيافها، تبدو النجوم الكربونية أكثر احمرارًا في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة من النجوم الغنية بالأكسجين، ويمكن تمييزها من خلال ألوانها الضوئية . [ 16 ] ورغم اختلاف سطوع النجوم الكربونية الفردية، إلا أن عينة كبيرة منها ستمتلك دالة كثافة احتمالية سطوع (PDF) ذات قيمة وسيطة متقاربة، في مجرات متشابهة. لذا، يمكن استخدام القيمة الوسيطة لهذه الدالة كمعيار لتحديد المسافة إلى المجرة. وقد يختلف شكل دالة كثافة الاحتمالية تبعًا لمتوسط ​​معدنية نجوم فرع العملاق المقارب (AGB) داخل المجرة، لذا من المهم معايرة مؤشر المسافة هذا باستخدام عدة مجرات قريبة معروفة المسافات إليها بوسائل أخرى. [ 15 ] [ 17 ]

انظر أيضاً

  • نجم من النوع S ، مشابه، لكنه ليس بنفس التطرف
  • نجم التكنيتيوم ، وهو نوع آخر من النجوم ذات التركيب الكيميائي الغريب
  • مارك آرونسون ، عالم فلك أمريكي وباحث في النجوم الكربونية
  • لا سوبربا ، أحد أشهر النجوم الكربونية
  • إل إل بيغاسي ، الذي يحتوي على كمية كبيرة من السخام لدرجة أنه خلق مسارًا حلزونيًا من الدخان يمتد لسنوات ضوئية في الفضاء

مراجع

  1. ↑ "نجوم الفئة ج" . lweb.cfa.harvard.edu . تم الاطلاع عليه بتاريخ 23-07-2023 .
  2. ↑ هيل، كارل (10 أغسطس 2018). "هابل يرصد نجمًا كربونيًا مذهلًا في عنقود ملون" . ناسا . تم الاطلاع عليه بتاريخ 23 يوليو 2023 .
  3. ^ سافينا ، مايكل ر. ديفيس، أندرو م. تريبا، سي إميل؛ بيلين، مايكل J.؛ كلايتون، روبرت ن.؛ لويس، روي S.؛ أماري، ساشيكو؛ جالينو، روبرتو؛ لوغارو، ماريا (2003). "نظائر الباريوم في حبيبات كربيد السيليكون الفردية قبل المجموعة الشمسية من نيزك مورشيسون" . Geochimica et Cosmochimica Acta . 67 (17): 3201. بيب كود : 2003GeCoA..67.3201S . دوى : 10.1016/S0016-7037(03)00083-8 .
  4. ↑ غوتسمان، س. (ربيع 2009). "تصنيف الأطياف النجمية: نبذة تاريخية" . مواد AST2039 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 21-03-2012 .
  5. ↑ كلوز، سي. (25 أكتوبر 2003). "نجوم الكربون" . peripatus.gen.nz . مؤرشف من الأصل في 5 فبراير 2012. تم الاطلاع عليه في 21 مارس 2012 .
  6. ↑ كينان، بي سي؛ مورغان، دبليو دبليو (1941). "تصنيف نجوم الكربون الأحمر". المجلة الفيزيائية الفلكية . 94 : 501. Bibcode : 1941ApJ....94..501K . doi : 10.1086/144356 .
  7. ↑ كينان، بي سي (1993). "التصنيف الطيفي المنقح لنجوم الكربون الأحمر وفقًا لتصنيف MK" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 105 : 905. Bibcode : 1993PASP..105..905K . doi : 10.1086/133252 .
  8. ↑ "الأطلس الطيفي للنجوم الكربونية" . تم الاطلاع عليه بتاريخ 21-03-2012 .
  9. ↑ تاناكا، م.؛ وآخرون (2007). "أطياف الأشعة تحت الحمراء القريبة لـ 29 نجمًا كربونيًا: تقديرات بسيطة لدرجة الحرارة الفعالة" . منشورات الجمعية الفلكية اليابانية . 59 (5): 939-953 . Bibcode : 2007PASJ...59..939T . doi : 10.1093/pasj/59.5.939 . 
  10. ↑ ماكلور، آر دي؛ وودزورث، إيه دبليو (1990). "الطبيعة الثنائية لنجوم الباريوم وCH. الجزء الثالث - المعلمات المدارية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 352 : 709. Bibcode : 1990ApJ...352..709M . doi : 10.1086/168573 .
  11. 1 2 ماكلور، آر دي (1985). "الكربون والنجوم ذات الصلة". مجلة الجمعية الفلكية الملكية الكندية . 79 : 277. Bibcode : 1985JRASC..79..277M .
  12. ↑ كلايتون، جي سي (1996). "نجوم آر كورونا بورياليس" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 108 : 225. Bibcode : 1996PASP..108..225C . doi : 10.1086/133715 .
  13. ↑ والرشتاين، جورج؛ كناب، جيليان ر. (سبتمبر 1998). "النجوم الكربونية". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 36 (1): 369-433 . Bibcode : 1998ARA & A..36..369W . doi : 10.1146/annurev.astro.36.1.369 .
  14. ↑ زينر، إي. (1 يناير 2014). "1.4 - الحبيبات ما قبل الشمسية". موسوعة الكيمياء الجيولوجية (الطبعة الثانية) : 181-213 . doi : 10.1016/B978-0-08-095975-7.00101-7 . ISBN 978-0-08-098300-4.
  15. ريبوش ، بول؛ هيل، جيريمي؛ بارادا، خافيرا؛ ريتشر، هارفي (يناير 2020). "النجوم الكربونية كشموع معيارية: 1. دالة لمعان النجوم الكربونية في سحابتي ماجلان" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 495 (3): 2858-2866 . arXiv : 2005.05539 . Bibcode : 2020MNRAS.495.2858R . doi : 10.1093/mnras/staa1346 . تاريخ الاسترجاع: 14 ديسمبر 2022 .
  16. ↑ مولد، ج.؛ آرونسون، م. (سبتمبر 1980). "الفروع العملاقة الممتدة للتجمعات النجمية الكروية متوسطة العمر في سحابتي ماجلان" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 240 : 464-477 . Bibcode : 1980ApJ...240..464M . doi : 10.1086/158252 . تاريخ الاسترجاع: 14 ديسمبر 2022 .
  17. ↑ بارادا، خافيرا؛ هيل، جيريمي؛ ريشر، هارفي؛ ريبوش، بول؛ روسو-نيبتون، لوري (فبراير 2021). "النجوم الكربونية كشموع معيارية - الجزء الثاني: متوسط ​​القدر الظاهري J كمؤشر للمسافة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 501 (1): 933-947 . arXiv : 2011.11681 . Bibcode : 2021MNRAS.501..933P . doi : 10.1093/mnras/staa3750 . تاريخ الاسترجاع: 14 ديسمبر 2022 .