IRC +10216

CW Leo eli IRC +10216 on tutkituin hiilitähti , joka sijaitsee 650 valovuoden päässä Maasta Leijonan tähdistössä . Huolimatta jättimäisistä mitoistaan ​​(sen säde on yli kolme kertaa etäisyys Maan ja Auringon välillä) optisella alueella se loistaa hyvin hämärästi ja on siksi näkyvissä vain suurissa kaukoputkissa . Tähteä ympäröi paksu pölykuori. Seurauksena on, että tärkein säteilevä energia on infrapuna-alueella : IRC +10216 on kirkkain kohde taivaalla 10 mikronin aallonpituudella [5] .

Noin miljardi vuotta sitten tästä tähdestä loppui vetypolttoaineensa, hän lähti Hertzsprung-Russellin pääsarjasta ja siitä tuli punainen jättiläinen . Ajan myötä sen puristetussa ja siksi voimakkaasti kuumennetussa heliumytimessä alkoi hiilen ja hapen synteesi , joka on nyt päättynyt. Lähitulevaisuudessa (10 000-30 000 vuoden kuluttua) sen on irrotettava ulkokerrokset ja synnytettävä planetaarinen sumu , joka muutamassa kymmenessä tuhannessa vuodessa jäähtyy, sammuu ja haihtuu avaruuteen. Tähdestä jää jäljelle vain happi-hiilivalkoinen kääpiö [5] .

IRC +10216 on jo lähellä loppuvaihettaan, mistä on osoituksena sekä sen aineen päästöjen voimakkuus ympäröivään avaruuteen (tähti menettää vuosittain 4⋅10 22 tonnia , mikä vastaa kahta tuhannesosaa prosentin massasta aurinko ) ja sen pinnan voimakkaat pulsaatiot. Tämän perusteella voimme väittää, että IRC +10216 on saavuttanut 0,6 - 8 auringon massaisten tähtien elinkaaren viimeisen vaiheen. Hertzsprung-Russell-kaaviossa tämä vaihe vastaa segmenttiä, joka tunnetaan asymptoottisena jättimäisenä haarana , AGB [5] .

SWAS- satelliitin ( en: Submillimeter Wave Astronomy Satellite ) tekemät havainnot alimillimetrialueella paljastivat voimakkaan hehkun spektrilinjoissa, jotka vastaavat vesihöyryn emissiota , jonka määrä oli alustavien arvioiden mukaan lähellä neljää Maan massaa . Hiili muodostaa helposti kemiallisia sidoksia, joten IRC +10216:n ilmakehästä on löydetty yli 70 tämän alkuaineen yhdistettä. Toisaalta vesimolekyylejä ei pitäisi olla havaittavassa pitoisuudessa, koska vesi tarvitsee happea, jota on pääasiassa sitoutuneessa tilassa hiilimonoksidi - CO-molekyylien koostumuksessa (niillä on korkea sitoutumisenergia, joka on 11 eV , ja siksi ovat erittäin vakaita). Vastaavasti muille oksideille, mukaan lukien vesi, tähdessä ei ole käytännössä happea jäljellä. Välittömästi ilmaantui hypoteesi, että keskustähden aktiivisuus haihduttaa vettä tähteä ympäröivästä komeettapilvestä, joka on samanlainen kuin Aurinkoamme ympäröivällä Kuiper- komeettavyöhykkeellä , huolimatta siitä, että tällaisen vyön olemassaolosta ei ole havainnointitietoja (tai , toinen mahdollinen vaihtoehto, analogi lähes aurinkokomeetan Oort -pilvelle ) oli olemassa. Tätä hypoteesia tuki kuitenkin se tosiasia, että H 2 O -molekyylien läsnäolo paljastui, koska havaittiin yksi spektriviiva, joka vastasi siirtymää näiden molekyylien kahden matalaenergisen elektronisen tason välillä, jotka täyttyvät hyvin alhaisissa lämpötiloissa. . Tämä antoi aihetta uskoa, että IRC +10216:n ilmakehässä on vain kylmää vesihöyryä, joka itse asiassa voisi syntyä komeetan jään haihtumisen seurauksena [6] .

Kuitenkin Herschel European Space Observatory , joka laukaistiin 14. toukokuuta 2009, on havainnut kymmeniä vesihöyrymolekyylien spektriviivoja. Monet näistä viivoista osoittautuivat säteilyviivoiksi, jotka syntyivät näiden molekyylien erittäin virittyneiden tilojen välisen siirtymän aikana. Jos - mikä on aivan luonnollista olettaa - tämä viritys on luonteeltaan termistä, niin tähti IRC +10216 ilmakehän vesihöyryn lämpötila saavuttaa 1 000 K. Sellaista höyryä löytyy vain tähtien ilmakehän syvyyksistä. , johon komeettojen on lähes mahdotonta tunkeutua . Artikkelin [7] tekijöiden mukaan vesimolekyylien muodostumiseen tarvittava happiraaka-aine saadaan ultraviolettisäteilykvanttien – pääasiassa raskaan hiili-isotoopin 13CO :n monooksidin ja piimonoksidin SiO:n (hiili kanssa) – hajoamalla. atomipainoa 12 on vaikea fotodissosioida ). Vapautuvat happiatomit osallistuvat reaktioihin O + H 2 → OH + H ja OH + H 2 → H 2 O + H, jotka johtavat vesimolekyylien syntymiseen. Tällaiset reaktiot etenevät huomattavalla nopeudella vain lämpötiloissa, jotka ovat paljon korkeammat kuin 300 K, eli vain tähtien ilmakehän syvissä kerroksissa. Suoritetut laskelmat osoittavat, että tällaiset prosessit selittävät kuuman vesihöyryn spektriviivojen havaitun intensiteetin [7] .

Tämä hypoteesi herättää kuitenkin kysymyksen ultraviolettisäteilyn lähteestä. [7] :n tekijöiden mukaan se on peräisin tähtienvälisestä avaruudesta . Ja vaikka tähtien ilmakehä absorboi voimakkaasti ultraviolettisäteilyä estäen sitä pääsemästä sisäisille vyöhykkeilleen, tiedemiehet ehdottavat, että ilmakehä itsessään on erittäin epähomogeeninen ja siihen ilmestyy säännöllisesti alueita, joiden tiheys on pienempi (todennäköisimmin pulsaatioiden vuoksi), jotka ovat enemmän tai vähemmän avoimia ultraviolettisäteily. Heidän laskelmiensa mukaan tähden ilmakehässä ei ole niin paljon kuumaa höyryä - luokkaa kymmenesosia Maan massasta [5] .

Muistiinpanot

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 CW Leonis . Jumk.de Webprojekte & Publicationen . Arkistoitu alkuperäisestä 8. heinäkuuta 2012.  (määrätön) (Englanti)
2. ↑ 1 2 Matthews L. D., Reid M. J., Menten K. M. , Akiyama K. The Evolving Radio Photospheres of Long-period Variable Stars  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2018. - Voi. 156, Iss. 1. - s. 15. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/1538-3881/AAC491 - arXiv:1805.05428
3. ↑ 1 2 V* CW Leo - Mira Cet -tyypin muuttuva tähti . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Arkistoitu alkuperäisestä 8. heinäkuuta 2012.  (määrätön) (Englanti)
4. ↑ Sozzetti A., Smart RL, Drimmel R., Giacobbe P., Lattanzi MG Todisteet CW Leoniksen kiertoradalla tapahtuvasta maantieteellisestä astrometriasta  // Ma . Ei. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 2017. - Vol. 471.—s. 1–5. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRASL/SLX082 - arXiv:1706.04391
5. ↑ 1 2 3 4 Aleksei Levin. Hiilitähden ilmakehässä oleva vesihöyry syntyy ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta . elementy.ru Arkistoitu alkuperäisestä 8. heinäkuuta 2012. (määrätön)
6. ↑ Vettä löytyi yhden CW Leonisin läheisen tähden ympäriltä . AKD osoitteessa astronet.ru . Astronetti . Käyttöpäivä: 27. joulukuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 12. maaliskuuta 2012. (määrätön)
7. ↑ 1 2 3 Veden resepti: lisää vain tähtivaloa . ESA . Arkistoitu alkuperäisestä 8. heinäkuuta 2012. (määrätön)

Linkit

• N.T. Ashimbaeva. Kuuman vesihöyryn havaitseminen hiilitähden kuoressa . Astronet (8. syyskuuta 2010). (määrätön)