Αστέρας άνθρακα

Αστέρας άνθρακα (carbon star) ονομάζεται κάθε ψυχρός ερυθρός αστέρας του οποίου η ατμόσφαιρα περιέχει περισσότερο άνθρακα από ό,τι οξυγόνο. Τα δύο αυτά στοιχεία ενώνονται χημικώς στα ανώτερα στρώματα του αστέρα, σχηματίζοντας μονοξείδιο του άνθρακα, και αν ο άνθρακας υπερτερεί, τότε όλο το οξυγόνο της αστρικής ατμόσφαιρας καταναλώνεται, αφήνοντας άτομα άνθρακα να συνδυασθούν μεταξύ τους, δίνοντας στον αστέρα μία «αιθαλώδη» ατμόσφαιρα και ζωηρό κόκκινο χρώμα, παρόμοιο με του ρουμπινιού.
Στους συνήθεις αστέρες (όπως είναι ο Ήλιος), η ατμόσφαιρα είναι πλουσιότερη σε οξυγόνο, παρά σε άνθρακα. Τέτοιοι αστέρες, όταν είναι αρκετά ψυχροί ώστε να σχηματίζουν μονοξείδιο του άνθρακα, αποκαλούνται «αστέρες πλούσιοι σε οξυγόνο».
Οι αστέρες άνθρακα έχουν πολύ ξεχωριστά φασματικά χαρακτηριστικά και αναγνωρίσθηκαν ως ξεχωριστός τύπος από τα φάσματά τους από τον Άντζελο Σέκι κατά τη δεκαετία του 1860, στις απαρχές της αστρονομικής φασματοσκοπίας.

Αστροφυσικοί μηχανισμοί

Η ύπαρξη αστέρων άνθρακα μπορεί να εξηγηθεί από περισσότερες της μιας αστροφυσικές διεργασίες. Οι κλασικοί αστέρες άνθρακα διακρίνονται από τους μη κλασικούς με κριτήριο τη μάζα τους, που είναι μεγαλύτερη στην πρώτη περίπτωση.
Στους κλασικούς αστέρες άνθρακα, που σήμερα κατατάσσονται στους φασματικούς τύπους C-R και C-N, ο άνθρακας θεωρείται ότι παράγεται από την πυρηνική σύντηξη ηλίου, και συγκεκριμένα από τη διαδικασία των τριών α στο εσωτερικό των αστέρων, η οποία στους γίγαντες αστέρες λαβαίνει χώρα κοντά στο τέλος της ζωής τους, στον ασυμπτωτικό κλάδο των γιγάντων (AGB). Τα προϊόντα της συντήξεως αυτής ανεβαίνουν στην επιφάνεια του αστέρα κατά τη διάρκεια επεισοδίων ρευμάτων μεταφοράς. συνήθως αυτό το είδος αστέρων άνθρακα του AGB συντήκει υδρογόνο σε ένα κέλυφος γύρω από τις κεντρικές περιοχές του, αλλά σε «επεισόδια» που χωρίζονται μεταξύ τους από 10 ως 100 χιλιάδες έτη ο αστέρας μετατρέπεται σε συντήκον ήλιο σε τέτοιο κέλυφος, ενώ η σύντηξη του υδρογόνου παύει προσωρινά. Σε αυτή τη φάση, η λαμπρότητα του αστέρα αυξάνεται και υλικό από το εσωτερικό ανέρχεται προς την επιφάνεια, μεταξύ του οποίου και άνθρακας. Επειδή η λαμπρότητα αυξάνεται, ο αστέρας διαστέλλεται και έτσι η σύντηξη ηλίου σταματά, οπότε επαναρχίζει η σύντηξη υδρογόνου σε κέλυφος. Κατά τη διάρκεια αυτών των αναλαμπών ηλίου σε κέλυφος η απώλεια μάζας από τον αστέρα είναι σημαντική, ώστε μετά από πολλά τέτοια επεισόδια, ένας αστέρας του AGB μετατρέπεται σε θερμό λευκό νάνο και η ατμόσφαιρά του διαχέεται στο διάστημα ως πλανητικό νεφέλωμα.
Οι «μη κλασικοί» αστέρες άνθρακα, που ανήκουν στους φασματικούς τύπους C-J και C-H, πιστεύεται ότι είναι διπλοί αστέρες, στους οποίους ο ένας αστέρας είναι γίγαντας ή (κάποτε) ερυθρός νάνος, ενώ ο άλλος είναι λευκός νάνος. Ο αστέρας που παρατηρείται σήμερα στο εξελικτικό στάδιο του γίγαντα, προσαυξήθηκε με πλούσιο σε άνθρακα υλικό όταν βρισκόταν ακόμα στην Κύρια ακολουθία από τον συνοδό του (τον αστέρα που σήμερα είναι ο λευκός νάνος) όταν ο τελευταίος ήταν ακόμα ένας κλασικός αστέρας άνθρακα. Αυτή η εξελικτική φάση διαρκεί σχετικώς λίγο, και οι περισσότεροι τέτοιοι αστέρες καταλήγουν ως λευκοί νάνοι. Σήμερα παρατηρούμε αυτά τα συστήματα αρκετά μετά το επεισόδιο μεταφοράς μάζας. Αυτό το σενάριο γίνεται αποδεκτό και ως ο τρόπος προελεύσεως των αστέρων βαρίου, που χαρακτηρίζονται επίσης από έντονες φασματικές γραμμές μορίων του άνθρακα και του βαρίου. Κάποτε οι αστέρες των οποίων ο επιπλέον άνθρακας προήλθε από την παραπάνω μεταφορά μάζας αποκαλούνται και «εξωγενείς» ("extrinsic") αστέρες άνθρακα προς διαχωρισμό τους από τους «ενδογενείς» αστέρες άνθρακα του AGB που παράγουν τον άνθρακα στο εσωτερικό τους. Πολλοί εξωγενείς αστέρες άνθρακα δεν είναι αρκετά λαμπροί ώστε να έχουν δημιιουργήσει τον δικό τους άνθρακα, πράγμα που θα αποτελούσε αίνιγμα αν δεν ήταν μέλη διπλών συστημάτων αστέρων.
Οι ανερμήνευτοι «φτωχοί σε υδρογόνο αστέρες άνθρακα» (hydrogen deficient carbon stars, HdC), που ανήκουν στον φασματικό τύπο C-Hd, φαίνεται να έχουν κάποια σχέση με τους μεταβλητούς αστέρες τύπου R Βορείου Στεφάνου, αλλά δεν είναι οι ίδιοι μεταβλητοί και στερούνται μία συγκεκριμένη υπέρυθρη ακτινοβολία που χαρακτηρίζει τους R Βορείου Στεφάνου. Μόνο πέντε αστέρες HdC είναι γνωστοί και κανένας τους δεν φαίνεται να είναι διπλός, ώστε η σχέση με τους μη κλασικούς αστέρες άνθρακα είναι άγνωστη.

Τα φάσματα των αστέρων άνθρακα

Από τον ορισμό τους οι αστέρες άνθρακα έχουν κυρίαρχες ταινίες του Swan από μοριακό C₂. Πολλές άλλες ενώσεις του άνθρακα μπορεί να είναι παρούσες σε μεγάλες ποσότητες, όπως οι CH, CN (δικυάνιο), C₃ και SiC₂. Εκτός από τον άνθρακα, στους κλασικούς αστέρες άνθρακα έρχονται στην επιφάνεια με τον ίδιο τρόπο και άλλα στοιχεία που προκύπτουν από τη σύντηξη ηλίου και τη σύλληψη αργών νετρονίων, όπως το λίθιο και το βάριο.
Κατά τη φασματική ταξινόμηση των αστέρων άνθρακα οι αστροφυσικοί αντιμετώπισαν σημαντική δυσκολία προσπαθώντας να συσχετίσουν τα φάσματα με τις ενεργές θερμοκρασίες τους, καθώς ο ατμοσφαιρικός άνθρακας απέκρυπτε τις γραμμές απορροφήσεως που χρησιμοποιούνται συνήθως ως δείκτες θερμοκρασίας για τους αστέρες.
Από την άλλη, οι αστέρες άνθρακα εμφανίζουν επίσης ένα πλούσιο φάσμα μοριακών γραμμών στα χιλιοστομετρικά και υποχιλιοστομετρικά μήκη κύματος. Για παράδειγμα, στον αστέρα άνθρακα IRC+10216 έχουν καταγραφεί περισσότερα από 50 διαφορετικά περιαστρικά μόρια.

Ταξινόμηση Σέκι

Οι αστέρες άνθρακα ανακαλύφθηκαν ήδη από τη δεκαετία του 1860, όταν ο πρωτοπόρος της φασματικής ταξινομήσεως πατήρ Άντζελο Σέκι προσέθεσε τη νέα φασματική του τάξη IV για να περιγράψει τους αστέρες άνθρακα, οι οποίοι κατά τα τέλη του 19ου αιώνα αναταξινομήθηκαν στον φασματικό τύπο «N».

Παρατηρησιακά θέματα και εξέλιξη

Οι περισσότεροι κλασικοί αστέρες άνθρακα είναι μεταβλητοί αστέρες μακράς περιόδου.
Εξαιτίας της μικρής ευαισθησίας της νυκτερινής (σκοτωπικής) οράσεως στο ερυθρό και της αργής προσαρμογής των ευαίσθητων στο ερυθρό οφθαλμικών κυττάρων στο αστρικό φως, οι ερασιτέχνες αστρονόμοι που εκτιμούν με το μάτι μεγέθη ερυθρών μεταβλητών, και ιδίως αστέρων άνθρακα, πρέπει να λαβαίνουν υπ' όψη τους το φαινόμενο Purkinje προκειμένου να μην υποεκτιμούν τη φωτεινότητα του παρατηρούμενου αστέρα.

Σπορείς διαστρικού άνθρακα

Εξαιτίας της μικρής τους επιφανειακής βαρύτητας, μέχρι και το μισό (ή και ακόμα παραπάνω) της ολικής μάζας ενός αστέρα άνθρακα μπορεί να χαθεί εκτινασσόμενο με τον αστρικό άνεμο. Με τον τρόπο αυτό, η αστρική τους «σκόνη», πλούσια σε άνθρακα παρόμοιο με τον γραφίτη, διαχέεται στη διαστρική σκόνη, η οποία παρέχει πρώτες ύλες στα μοριακά νέφη από τα οποία δημιουργούνται οι επόμενες γενεές αστέρων και των πλανητικών τους συστημάτων. Το υλικό που περιβάλλει έναν αστέρα άνθρακα μπορεί να είναι τόσο πολύ, ώστε η σκόνη να απορροφά όλο το ορατό φως του.