углеродная звезда

Общее имя для группы пекулярных красных гигантов, спектры которых показывают сильные полосы молекулярного углерода, CN, CH или других углеродных соединений, а не более типичного TiO.

В оригинальной Гарвардской системе классификации 1918 г. углеродные звезды были отнесены к спектральным классам R и N. Было обнаружено, что по температуре они подобны более распространенным K-звездам иM-звездам и что различия в спектрах являются результатом различий в содержании углерода и кислорода.

Термин “углеродная звезда” был введен в 1940-х годах Морганом и Кинаном, которые предложили новую последовательность классов от C0 до C7, соответствующую уменьшению температур нормальных звезд от G4 до M4. Хотя углеродные звезды редко встречаются в нашей Галактике, многие тысячи их были обнаружены в Большом и Малом Магеллановых Облаках.

Некоторые углеродные звезды содержат нестабильный элемент технеций, долгоживущий изотоп которого имеет период полураспада всего 210 тысяч лет, короткий по астрономическим масштабам времени. Несколько самых холодных углеродных звезд (меньше двадцати) показывают в своих спектрах чрезвычайно сильную линию лития.

Существует возможность измерить относительное содержание двух изотопов углерода, 12C и 13C. В углеродных звездах, особенно в более горячих, эти пропорции существенно отличаются от тех, с которыми мы сталкиваемся в Солнечной системе. Звезды, в которой отношение 12C/13C необычно низко, известны как J-звезды.