Ածխածնային աստղ

Ածխածնային աստղ, սովորական Կարմիր հսկա աստղի (երբեմն նաև՝ կարմիր թզուկ) տեսակ, որի մթնոլորտում ածխածինն ավելի շատ է, քան թթվածինը։ Երկու բաղադրիչները խառնվում են աստղի վերին շերտերում՝ ձևավորելով  ածխածնի մոնօքսիդ, որը մթնոլորտի ողջ թթվածինը կապելով՝ ածխածնի ատոմները ազատ է թողնում այլ ախածնային միացություններ ձևավորելու համար, որոնք արտաքինից աստղին տալիս են «սևավուն» մթնոլորտ և վառ կարմրավուն տեսք։

Այդ աստղերի սպեկտրալ յուրահատկությունները բավականին բնութագրական են։ Առաջին անգամ դասակարգվել են 1860-ական թվականներին՝ Անջելո Սեկիի կողմից (աստղագիտական  սպեկտրասկոպիայի)։ «Կանոնավոր» աստղի մթնոլորտում, ինչպիսին օրինակ Արեգակն է, մթնոլորտը հագեցած է ավելի շատ թթվածնով, քան ածխածնով։

Աստղաֆիզիկական  մեխանիզմներ 
Աստղերի ածխածնային լինելը բացատրվում է մեկից ավելի աստղաֆիզիկական մեխանիզմներով։ McClure  առանձնացրել է  դասական և ոչ դասական ածխածնային աստղեր (վերջինները ավելի քիչ զանգված ունեն)։

Դասական ածխածնային աստղերում մեծաքանակ ածխածնի առկայությունը  համարվում է հելիումի այրման արդյունք՝ աստղի ներսում եռակի ալֆա պրոցեսում։ Այդ աստղը այսպես կոչված հսկաների ասիմպտոտիկ ճյուղում  (AGB) իր գոյության վերջում կդառնա հսկա։ Այդ սինթեզի արդյունքը էպիզոդիկ կոնվեկցիայով կուտակվում է աստղի վերին շերտում՝ ածխածնի և այլ նյութերի կուտակումից հետո։ Սովորաբար ածխածնային աստղի այդ տեսակը АПЗ գոյանում է ջրածնի սինթեզի հաշվին, որը այրվում է ջրածնային թաղանթում, բայց այդ շրջափուլերը առանձնացված են որոշակի ժամանակահատվածներով՝ 104−105 տարի, աստղը վերափոխվում է թաղանթում այրվող հելիումի, այն դեպքում, երբ ջրածնի սինթեզը ժամանակավորապես կանգ է առնում։ Այդ էտապում աստղն ավելի պայծառ է դառնում և ածխածինը աստղի մեջտեղից բարձանում է վեր։ Քանի որ աստղը պայծառանում է, աստղն այնպես է ընդարձակվում, որ հելիումի սինթեզը և ներքին շերտերում ջրածնի այրումը դադարում են։ Աստղի թաղանթում հելիումի բոցավառումների ժամանակ  աստղի զանգվածը բավականին  փոքրանում է և աստղի ներքին շերտոերում աստղը վերափոխվում է սպիտակ թզուկի և նրա մթնոլորտը մոլորակային միգամածության հիմք է դառնում։

Ոչ դասական ձևերը համարվում են կրկնակի աստղեր, որտեղ դիտարկվող աստղերից մեկը հսկա է (երբեմն ՝ կարմիր թզուկ ),մյուսը՝ սպիտակ թզուկ։ Այդ պահին դիտարկվող աստղը կդառնա հսկա աստղ՝ վերաճելով ածխածնով հարուստ նյութի, երբ նա դեռ գլխավոր հաջորդականության աստղ էր, վառելանյութը նա ստանում է իր «գործընկերոջից», այսինքն ՝ այն աստղից, որը տվյալ պահին սպիտակ թզուկ է, երբ վերջինս դեռ  դասական ածխածնային աստղ էր։ Աստղերի էվոլյուցիայի այդ շրջափուլը հարաբերականորեն կարճ է և այդ տեսակ աստղերը, ի վերջո, դառնում են սպիտակ թզուկներ։ Զանգվածի տեղաշարժից հետո այդպիսի համակարգեր մենք հարաբարականորեն ավելի երկար ենք տեսնում, այդ պատճառով կարմիր հսկայի մեջ գոյություն ունեցող լրացուցիչ ածխածինը երևում է առանց աստղի ներսում արտադրվելու : Այս սցենարը տիպիկ է նաև բարիումային աստղերին, որոնք ևս բնութագրվում են ուժեղ սպեկտրիալ յուրահատկություններով մոլեկուլյար ածխածնի և բարիումի (s  պրոցեսի տարր)։ Երբեմն այն աստղերին, որոնք ածխածնի ավելցուկ ունեն զանգվածի տեղաշարժի հետևանքով,անվանում են «ներքին» ածխածնային աստղեր, որպեսզի տարբերակեն ասիմպտոտիկ հաջորդականությամբ «արտաքին» աստղերից։ Վերջիններիս մոտ ածխածինը արտադրվում է ներքին շերտերում։ Ներքին ածխածնային աստղերից շատերը լույս չեն տալիս կամ այնքան սառած են, որ չեն արտադրում սեփական ածխածինը, որի առկայությունը աստղի բաղադրության մեջ հանելուկ էր, նախքան այդպիսի աստղերի երկակի բնույթը պարզելը։

Այլ համոզիչ մեխանիզմները, ինչպիսիք են CNO ցիկլն է, բալանսավորված չեն, և միջուկի հելիումային պայթյունի երևույթը առաջադրվել է որպես այնպիսի մեխանիզմ, որը ածխածնով հարուստ լինելը վերագրում է ոչ մեծ աստղերին։

Ածխածնային աստղի լուսապատկեր 
Ածխածնային աստղերը ունենում են լուսապատկերի խոշոր շերտ՝ C2 մոլեկուլի առկայությամբ պայմանավորվա։ Մեծ շերտեր կարող են ունենալ նաև այլ ածխածնային միացություններ, ինչպիսին են  CH, CN (ցիան), C3 և SiC2: Ածխածինը գոյանում է միջուկում և տարածվում է վերին շերտում՝ կտրուկ փոխելով շերտերի բաղադրությունը։ Մյուս տարրերը գոյանում են հելիումի անկման պատճառով,  և s-պրոցեսը ևս բարձրացնում է նրանց գոյացումների մակարդակը, որի հետևանքով էլ առաջանում են լիթիում և բարիում։

Երբ աստղագետները մշակեցին ածխածնային աստղերի Սպեկտրալ դասակարգումը, դժվարություններ առաջացան լուսապատկերները և աստղերի էֆեկտիվ ջերմաստիճանները համադրելու մեջ։ Խնդիրը այն մթնոլորտային ածխածնի մեջ էր, որը թաքցնում էր սովորաբար աստղերի էֆեկտիվ ջերմաստիճանը որոշող ներծծվող գիծը։

Սեկի 
Ածխածնային աստղերը բացահայտվել են  1860-ական թվականներին, երբ սպեկտրալ դասակարգման ջատագով Անջելո Սեկին ածխածնային աստղերը 4 դասի բաժանեց։   1890-թվականներին դրանք վերադասվեցին որպես  N դասի աստղեր։

Հարվարդ 
Հարվարդի նոր դասակարգումն օգտագործելով՝  հետագայում N դասը ընդարձակվեց  R դասի  փոքր խորություն ունեցող կարմիր աստղերն ընդգրկելով, որոնք բնութագրում են լուսապատկերի ածխածնային դիապազոնը։ Այդ սխեմայի վերջին, բոլորի կողմից ընդունված լուսապատկերի R-ից N փոխազդեցությունը ցույց է տալիս, որ R-N հաջորդականությունը մոտավորապես զուգահեռ է  C: G7  M10-ին։

Մորգան-Կինանի C-համակարգ 
N-ի վերջին տիպերը ավելի քիչ են համընկնում M տիպերի իրենց անալոգների հետ, քանի որ հարվարդյան դասակարգումը մասամբ է հիմնվում ջերմաստիճանի վրա և ունի ածխածնի ավելցուկ։ Այդ պատճառով էլ ածխածնային աստղերի այդ դասակարգումը լիարժեք չէ։ Դրա փոխարեն ներմուծվել է «С» դասի աստղի նոր, երկակի համար, որտեղ ջերմաստիճանն ու ածխածնի ավելցուկը հաշվի է առնված։ Այդ եղանակով է չափվել La Superba աստղի լուսապատկերը, և հայտաբերվել է  C54, որտեղ 5-ը ցույց է տալիս հատկությունից կախված ջերմաստիճանը, իսկ 4-ը C2   շերտի  լուսապատկերում ունեցած թվային բաղադրությունն է (C54 շատ հաճախ ձայնագրվում է որպես C5, 4):

Մորգան-Կինանի վերամշակած համակարգ 
Այս երկկողմանի դասակարգումը փոխարինեց նախկին R-N դասակարգմանը  1960—1993 թվականների ընթացքում, բայց Մորգան-Կինանի C-համակարգը չարդարացեց այն ստեղծողների սպասումները։
 Այն չի համապատասխանում ինֆրակարմիր ճառագայթների վրա հիմնված ջերմաստիճանի չափումներին։
 Սկզբում այն երկկողմանի էր, բայց շուտով բաժանվում է CH, CN, j և այլ ածանցյալներ, ինչն էլ այդ համակարգը ոչ գործական է դարձնում ածխածնային աստղերի զանգվածային կուտակումները դիտարկելիս։ 
 Ժամանակի ընթացքում պարզ է դառնում, որ R և N նախկին դասի աստղերը իրականում ածխածնային աստղերի 2 տարբեր տարատեսակ են, և որ դա աստղաֆիզիկայի համար շատ կարևոր նշանակություն ունի։

Մորգան-Կինանի նոր դասակարգումը հրապարակվել է 1993 թվականին Ֆիլիպ Կինանի կողմից, որը կարատել է դասերի բաժանում՝ C-N, C-R և C-H: Հետագայում ավելացվել են C-J և C-Hd դասերը։ Այն այժմ  գործածվող դասակարգման համակարգն է ։

Այլ հատկանիշներ 
Ածխածնային աստղերի մեծ մասը փոփոխվող աստղեր են։

Ածխածնային աստղերի դիտարկում 
Սիրողական աստղագետները գիշերը կարմիր գույնի նկատմամբ ունեցած անընկալունակության և զգայուն կարմիր ցանցաթաղանթի նկատմամբ դանդաղ հարմարվողականությունը հաշվի առնելով՝  փոփոխվող կարմիր աստղերի (հատկապես ածխածնային) տեսանելի աստղային մեծությունը հաշվելիս պետք է հաշվի առնեն Պուրկինեի էֆեկտը։

Ածխածնի միջաստղային տարածվածություն 
Վերևում ունեցած սեփական ցածր գրավիտացիայի պատճառով աստղի ածխածնային զանգվածի կեսը կամ կեսից ավելին  կարող է ծախսվել ուժեղ արեգակնային քամիների վրա։ Ուստի աստղի մնացորդը՝ ածխածնով հարուստ գրաֆիտի նման «փոշին» դառնում է տիեզերական փոշու մի մասը։ Այդ փոշին համարվում է կարևոր գործոն աստղային հաջորդականության  նոր աստղերի, նոր մոլորակների, մոլորակնային համակարգերի առաջացման համար անհրաժեշտ առաջնային նյութի ստեղծման համար։ Ածխածնային աստղին շրջապատող նյութը կարող է ստվերել աստղին, քանի որ փոշին ծածկում է ողջ երևացող լույսը։

Տես նաև՝  
 Բարիումային աստղ
 R Նապաստակ , մուգ կարմիր աստղ, ածխածնային աստղի օրինակ
 IRC +10216, CW Առյուծ՝ համեմատաբար ուսումնասիրված ածխածնային աստղ և հյուսիսային կիսագնդի 10 մկմ-ի ամենապայծառ աստղը
 La Superba, Y Canum Venaticorum՝ ամենապայծառ ածխածնային աստղերից մեկը
Մարկ Արնսոն՝ ամերիկացի աստղագետ և ածխածնային աստղերի նշանավոր ուսումնասիրող

Ծանոթագրություններ

Արտաքին հղումներ 

 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. Ածխածնային աստղերին վերաբերող ձեռագիր  
Перечень из 110 углеродных звёзд. 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).

Փոփոխական աստղեր