URANIA — Postępy Astronomii  on–line
archiwum Uranii Urania - Archiwum on-line
Urania 1/1972
Rocznik 1972:
Linki sponsorowane:
Zawartość witryny:

Gwiazdy węglowe

Napoleon Maron — Toruń

Pierwsze obserwacje widm kilku jasnych gwiazd zostały dokonane w 1823 roku przez J. Fraunhofera, jednak próbę klasyfikacji pod względem ich wyglądu podjęli niezależnie G. B. Donati i L. M. Rutherfurd dopiero w 1863 roku. Mimo to za twórcę pierwszego schematu klasyfikacyjnego można uważać włoskiego astronoma ks. Angelo Secchi z Obserwatorium Watykańskiego, gdyż pierwszy, w latach 60 ubiegłego stulecia, systematycznie podzielił dużą ilość gwiazd ze względu na ich obserwowane cechy widmowe.

Badania swoje przeprowadzał spektroskopem i wizualnie poszukiwał podobieństw między widmami różnych gwiazd. Podział, który wprowadził nie miał żadnego uzasadnienia fizycznego a był jedynie empiryczną klasyfikacją opartą na położeniach i natężeniu obserwowanych linii i pasm w widmie, chociaż pierwszy parametr znacznie mniej go interesował.

Secchi wydzielił cztery podstawowe typy w porządku wzrastających natężeń części czerwonej. Pierwszy typ zawierał gwiazdy o barwach niebieskiej i białej i charakteryzował się kilkoma ciemnymi liniami (wodór, seria Balmera), drugi obejmował gwiazdy żółte z dużą liczbą linii (metale: wapń, żelazo, magnez), a trzeci i czwarty — obiekty czerwone z szerokimi pasmami (C2, TiO). Dotej klasyfikacji E. C. Pickering dodał w 1891 roku piąty typ dla gwiazd najbardziej niebieskich.

W dalszych rozważaniach będzie nas interesował typ IV lub IIIb, gdyż do jednego z nich Secchi zaliczał gwiazdy węglowe. Dunér w 1884 i Vogel w 1885 roku pomierzyli długości fali ciemnych pasm w zakresie żółto-zielonym widma tych gwiazd. Próbę identyfikacji pasm, aczkolwiek błędną, podjął Scheiner w 1894 r.; miały one być spowodowane absorpcją promieniowania przez acetylen C2H2. Była to pierwsza sugestia dotycząca istnienia molekuł w gwiazdach.

Z dokładniejszych pomiarów długości fali Hale, Ellerman i Parkhurst (rok 1903) wyciągnęli wniosek, że obserwowane pasma nie należą do acetylenu ale C2 lub CO. W 1927 roku Schea ostatecznie stwierdził, że za istnienie tych pasm odpowiedzialne jest jedynie C2.

Zastosowanie fotografii do spektroskopii pozwoliło na uwzględnienie w klasyfikacji widm znacznie więcej szczegółów niż mógł to zrobić Secchi. W roku 1918 Cannon, Fleming i Maury dokonały bardziej szczegółowego podziału typów Secchiego. Typ I zawierał klasy O, B, A; II — F, G, K, III — M, R, a IV N, S. Każda klasa, prócz R, N, S składała się z dziewięciu podklas. System ten został powszechnie przyjęty. Cannon i później Pickering sklasyfikowali w nim ponad 250 000 gwiazd i wyniki opublikowano w katalogu nazwanym ku czci Henry Drapera, pioniera spektroskopii fotograficznej w Ameryce, jego imieniem.

Początkowo wierzono, że różnice w wyglądzie widma są spowodowane różnicami składu chemicznego gwiazd. Jednak zastosowanie fizyki współczesnej przez Megh Nahd Saha i badania Lockyera wykazały, że na wygląd widma przede wszystkim wpływa temperatura, a skład chemiczny może być w pierwszym przybliżeniu zaniedbany. Dlatego też podział gwiazd ze względu na cechy widoczne w widmie jest jednocześnie podziałem temperaturowym. Dotyczy to gwiazd normalnych, gdyż w przypadku obiektów osobliwych takich jak gwiazdy węglowe, zwiększona obfitość węgla prowadzi do wydzielenia tej grupy jako typów R i N.

Wracając do obserwowanych cech w widmach gwiazd węglowych należy zaznaczyć, że prócz pasm pochodzących od C2 wcześnie zidentyfikowano pasma CN w zakresie fioletowym. Są one widoczne również w części czerwonej i podczerwonej widma.

Shane w 1928 roku dokonał dalszego podziału gwiazd węglowych na podtypy R0, R1, …R9 i N0, N1, …N7 biorąc pod uwagę zarówno barwę gwiazdy jak i natężenia pasm C2 i CN. W klasyfikacji używał też niezidentyfikowanego pasma Merrilla-Sanforda w zakresie zielonym. Zwrócił jednocześnie uwagę na depresję w obszarze ultrafioletowym widma. To obniżenie powoduje molekuła C3. Była to pierwsza molekuła wieloatomowa wykryta w widmie gwiazdy. Natomiast pasmo Merrilla-Sanforda Kleman w 1956 roku zidentyfikował z absorpcją spowodowaną przez molekułę SiC2.

Następnym krokiem na drodze do uściślenia klasyfikacji gwiazd węglowych jest system Keenana i Morgana polegający na wprowadzeniu sekwencji podtypów od C0 do C9 lepiej odpowiadającej ciągowi temperatur niż w poprzednich systemach. Temperatury gwiazd węglowych i ich związek z klasyfikacjami Shana i Keenana-Morgana, są przedstawione w tablicy 1.

Tabela 1
Klasyfikacja
K–M
Odpowiadające
typy gw. norm.
Temperatura Klasyfikacja
Shane
C0 G4–G6 4500
C1 G7–G8 4300 tylko R0–R5
C2 G9–K0 4100
C3 K1–K2 3900
C4 K3–K4 3650 R5–R8
C5 K5–M0 3450 i N0–N7
C6 M1–M2 3250
C7 M3–M4 3000
C8 M5–M6 2750 tylko N0–N7
C9 M7–M9 2500

W pierwszej kolumnie tabeli 1 są podane podtypy w klasyfikacji Keenana i Morgana, których indeksy rosną monotonicznie z maleniem temperatury, natomiast w klasyfikacji Shana jest wyraźnie widoczna niejednoznaczność. Oprócz podziału temperaturowego Keenan i Morgan wyróżnili w każdym podtypie pięć grup w zależności od natężenia pasma C2. Sprawa dobrej klasyfikacji gwiazd węglowych nie jest jeszcze zakończona. Obecnie problemem tym zajmuje się między innymi grupa astronomów japońskich z Y. Fujitą na czele.

Dużo informacji dostarczają widma gwiazd węglowych w podczerwieni, gdzie zidentyfikowano pasma takich molekuł jak SiO, N2, HCN, C2H2. Oprócz wymienionych poprzednio, w części niebieskiej widma dobrze widoczne są pasma molekuły CH i w części czerwonej CaCl.

Obok temperatury ważnym parametrem jest dzielność promieniowania. Ten parametr jest wyznaczony jedynie metodami pośrednimi i wskazuje na to, że gwiazdy węglowe należą do klasy olbrzymów i nadolbrzymów. Promienie ich zawarte są między 50 a 1000 promieni Słońca. Wartości te są jeszcze bardzo niepewne. Brak jest również dokładnych wyznaczeń mas tych gwiazd. Na ogół przyjmuje się, że mieszczą się one w granicach od 3 do 10 mas Słońca.

Ciekawym i dość dobrze zbadanym problemem jest stosunek izotopów węgla C12/C13 w gwiazdach węglowych. Wielu autorów jak McKellar, Climenhaga, Wyller jest zgodnych, że w większości gwiazd typu C stosunek ten jest bliski 4, chociaż w części gwiazd wynosi od 2 do 20 a nawet 100. Dla porównania warto podać, że na Ziemi stosunek C12/C13 równa się 89. Tak niski stosunek izotopów węgla można interpretować jako wynik reakcji jądrowych (cykl CNO) we wnętrzu gwiazdy i tym samym rzutuje on na problem ewolucji tych obiektów. Dotychczas brak jest jednak pełnego wyjaśnienia tego zjawiska, gdyż w tym celu należałoby przeprowadzić kompleksowe badania składu chemicznego w atmosferach gwiazd węglowych.

Szczególnie istotna z tego punktu widzenia jest znajomość stosunku azotu do węgla. W wypadku działania cyklu CNO i głębokiego mieszania powinno się obserwować przy stosunku izotopów C12/C13 bliskim 4, stosunek N/C około 20. Niektóre wyznaczenia sugerują, że za osobliwości spektroskopowe gwiazd węglowych odpowiedzialne mogą być inne mechanizmy a nie nukleogeneza.

Tabela 3
Typ widm. Ilość w %
M 98,4
S 0,4
C 1,2
Tabela 2
Typ widm. Ilość w %
O, B 4
A 27
F 11
G 15
K 35
M, S, C 8

Warto wspomnieć, że gwiazd węglowych jest mało w porównaniu z gwiazdami innych typów i w większości należą do gwiazd zmiennych. Sytuację tę najlepiej obrazują zestawienia wykonane przez Ikaunieksa a przedstawione w tabelach 2, 3, 4.

Tabela 4
Typ zmienności Ilość w %
stałe 37
M 10
SR 14
LP 4
I 35

Tabela 2 przedstawia procentową ilość gwiazd późnych typów, natomiast tabela 3 — ilość gwiazd węglowych w stosunku do innych gwiazd późnych typów. Rozkład procentowy gwiazd węglowych o różnych typach zmienności jest pokazany w tabeli 4. Trzeba przypomnieć, że typ M oznacza gwiazdy o zmianach blasku regularnych i okresach większych od 100 dni, SR — zmienne półregularne a I — nieregularne.

Mimo, że gwiazdy węglowe nie są liczne, jednak ze względu na obserwowane osobliwości spektroskopowe, badanie ich ma duże znaczenie ze względu na możliwość sprawdzenia zakresu stosowalności teorii nukleogenezy.

(Źródło: „Urania” nr 1/1972)
Urania – Postępy Astronomii   ISSN 1689-6009
Międzynarodowy Rok Astronomii 2009
Powered by FreeFind

Urania-PAwww
Urania - Postępy Astronomii Copyright © „Urania — Postępy Astronomii”
webmaster: Marek Gołębiewski
Validated by HTML Validator (based on Tidy)