CH yıldızı

CH yıldızları, spektrumlarında CH (metilidin) kaynaklı aşırı güçlü soğurma bantlarının varlığı ile karakterize edilen belirli bir karbon yıldızı türüdür. Bunlar popülasyon II yıldızlarıdır; yani metal açısından fakir, genellikle orta yaşlı ve klasik CN yıldızlarına kıyasla daha düşük aydınlatma gücüne sahip yıldızlardır. 'CH yıldızı' terimi, 1942 yılında Philip C. Keenan tarafından karbon yıldızları için kullandığı C sınıfının bir alt tipi olarak ortaya atılmıştır. İlk beş CH yıldızını tanımlamak için kullanılan temel moleküler özellik, Fraunhofer G bandında yer alır.

1975 yılında Yasuho Yamashita, bazı yüksek sıcaklıklı karbon yıldızlarının CH yıldızının tipik spektral özelliklerini gösterdiğini, ancak aynı kinematik özellikleri taşımadığını fark etti. Yani, daha yaşlı yıldız popülasyonunun karakteristiği olan yüksek uzay hızlarına sahip değillerdi. Bu yıldızlar CH-benzeri yıldızlar olarak adlandırıldı. Pek çok CH yıldızının ikili yıldız sistemlerinin üyeleri olduğu bilinmektedir ve bu durumun tüm CH yıldızları için geçerli olduğu (veya daha önce öyle oldukları) düşünülebilir. Baryum yıldızlarında olduğu gibi, muhtemelen eski bir klasik karbon yıldızı yoldaşından (şimdi dejenere bir beyaz cüce) mevcut CH sınıfı yıldıza kütle transferinin sonucudurlar.

 Kaynakça 

 Dış bağlantılar 


Kategori:C-tipi yıldızlar