S tipi yıldız - S-type star

W Aquilae , Hubble Uzay Teleskobu tarafından çözülen yakın bir yoldaşı olan S-tipi bir yıldız ve Mira değişkenidir .

Bir S-tipi yıldız (veya yıldız S ) bir serin dev yaklaşık olarak eşit miktarlarda karbon ve oksijen atmosferinde. Sınıf ilk olarak 1922'de Paul Merrill tarafından olağandışı absorpsiyon çizgilerine ve moleküler bantlara sahip yıldızlar için şimdi s-proses elementlerinden kaynaklandığı bilinen olarak tanımlandı . Zirkonyum monoksit (ZrO) bantları , S yıldızlarının tanımlayıcı bir özelliğidir.

Karbon yıldız kendi ortamlarda oksijen fazla karbonu vardır. M sınıfı devler gibi çoğu yıldızda, atmosfer oksijence karbondan daha zengindir ve bunlara oksijence zengin yıldızlar denir . S-tipi yıldızlar, karbon yıldızları ile normal devler arasındadır. Bunlar iki sınıfa ayrılabilir: spektrumlarını füzyon ürünlerinin konveksiyonuna ve s-proses elemanlarının yüzeye borçlu olan içsel S yıldızları ; ve dışsal yoluyla oluşturulur S yıldız, kütle transferi bir de ikili sistemde.

İçsel S-tipi yıldızlar, yaşamlarının bir milyon yıldan az süren bir aşaması olan asimptotik dev dalın en parlak kısmında yer alır . Birçoğu uzun dönemli değişen yıldızlardır. Dışsal S yıldızları daha az parlak ve daha uzun ömürlü, genellikle daha küçük genlikli yarı düzenli veya düzensiz değişkenlerdir. S yıldızları nispeten nadirdir; içsel S yıldızları , karşılaştırılabilir parlaklığa sahip asimptotik dev dal yıldızlarının %10'undan daha azını oluştururken , dışsal S yıldızları tüm kırmızı devlerin daha da küçük bir bölümünü oluşturur.

Spektral özellikler

Soğuk yıldızlar, özellikle M sınıfı , özellikle güçlü titanyum(II) oksit (TiO) ile moleküler bantlar gösterir . Bu soğuk yıldızların küçük bir kısmı da buna uygun olarak güçlü zirkonyum oksit (ZrO) bantları gösterir. Görsel spektrumda açıkça saptanabilir ZrO bantlarının varlığı, S-tipi bir yıldızın tanımıdır.

Ana ZrO serisi şunlardır:

• α serisi, 464.06 nm, 462.61 nm ve 461.98 nm'de mavi renkte
• β serisi, sarı renkte 555.17 nm ve 571.81 nm'de
• γ serisi, 647.4 nm, 634.5 nm ve 622.9 nm'de kırmızı renkte

Bir S yıldızının orijinal tanımı, ZrO bantlarının düşük dağılımlı fotoğrafik spektral plakalarda kolayca tespit edilebilir olması gerektiğiydi, ancak daha modern spektrumlar, çok daha zayıf ZrO ile birçok yıldızın tanımlanmasına izin verir. Normal M sınıfı yıldızlarla orta düzeyde olan MS yıldızları, zorlukla saptanabilir ZrO'ya sahiptir, ancak bunun dışında normal M sınıfı spektrumlara sahiptir. C-Yıldız ara SC yıldızlı, zayıf ya da tespit edilemez ZrO, ancak güçlü olması , sodyum D hatları ve tespit edilebildiğini, fakat zayıf Cı ₂ bant.

S yıldız spektrumları ayrıca normal M sınıfı devlerinkilerden başka farklılıklar gösterir. Soğuk devlerin karakteristik TiO2 bantları, benzer sıcaklıktaki M yıldızlara kıyasla çoğu S yıldızında zayıflar ve bazılarında tamamen yoktur. YO bantları , Sr I çizgileri , Ba II çizgileri ve LaO bantları gibi s-proses izotopları ile ilgili özellikler ve ayrıca sodyum D çizgileri çok daha güçlüdür. Ancak, VO bantları yoktur veya çok zayıftır. 5 element Teknesyum (Tc) periyodundan tayf çizgilerinin mevcudiyeti de s-süreci nötron yakalamasının bir sonucu olarak beklenir, ancak S yıldızlarının önemli bir kısmı Tc belirtisi göstermez. Güçlü Tc çizgileri olan yıldızlara bazen Teknesyum yıldızları denir ve bunlar M, S, C sınıfı veya MS ve SC ara sınıfında olabilirler.

Bazı S yıldızları, özellikle Mira değişkenleri , güçlü hidrojen emisyon çizgileri gösterir . H _β emisyon diğer hatlarına göre genellikle çok kuvvetli olan Balmer dizisi normal M yıldız, ancak bu durum, başka türlü H sulandırmak TiO bandının zayıf olan _β emisyon.

sınıflandırma şemaları

Spektral sınıf S ilk olarak 1922'de bir dizi uzun dönemli değişkeni (Mira değişkenleri anlamına gelir) ve benzer tuhaf tayflara sahip yıldızları temsil etmek için tanımlandı. Spektrumdaki absorpsiyon çizgilerinin çoğu olağandışı olarak kabul edildi, ancak bunlarla ilişkili elementler bilinmiyordu. Artık ZrO'ya bağlı olarak tanınan absorpsiyon bantları, S-tipi spektrumların ana özellikleri olarak açıkça listelenmiştir. O zaman, M sınıfı sayısal alt sınıflara değil, Ma, Mb, Mc ve Md'ye bölündü. Yeni sınıf S, emisyon çizgilerinin varlığına bağlı olarak S veya Se olarak bırakıldı. Se yıldızlarının hepsinin LPV'ler olduğu ve S yıldızlarının değişken olmadığı kabul edildi, ancak o zamandan beri istisnalar bulundu. Örneğin, π ¹ Gruis'in artık yarı-düzenli bir değişken olduğu bilinmektedir .

S yıldızlarının sınıflandırması, mevcut tayfların çözünürlüğündeki ilerlemeleri, daha fazla sayıda S-tipi yıldızın keşfini ve çeşitli serin parlak dev tayf türleri arasındaki ilişkilerin daha iyi anlaşılmasını yansıtmak için ilk tanıtılmasından bu yana birkaç kez revize edilmiştir. .

virgül gösterimi

1954'te S yıldız sınıflandırmasının resmileştirilmesi, SX,Y biçiminde iki boyutlu bir şema getirdi. Örneğin, R Andromedae , S6,6e olarak listelenmiştir.

X, sıcaklık sınıfıdır . Yaklaşık olarak M1 ila M9 dizisine karşılık gelen bir sıcaklık ölçeğini temsil etmesi amaçlanan 1 (gerçekte listelenen en küçük tür S1.5 olmasına rağmen) ile 9 arasında bir rakamdır. Sıcaklık sınıfı aslında ZrO ve TiO bantları için yoğunluklar tahmin edilerek ve ardından daha büyük yoğunluğun daha küçük yoğunluğun yarısı ile toplanmasıyla hesaplanır.

Y bolluk sınıfıdır . Ayrıca, ZrO ve TiO bantlarının oranının sıcaklık sınıfı ile çarpılmasıyla atanan 1 ile 9 arasında bir rakamdır. Bu hesaplama genellikle, bolluk sınıfı basamağını vermek için aşağı yuvarlanabilen bir sayı verir, ancak bu daha yüksek değerler için değiştirilir:

• 6.0 – 7.5 haritadan 6'ya
• 7,6 – 9,9 haritadan 7'ye
• 10.0 – 50 haritadan 8'e
• > 9'a 50 harita

Uygulamada, yoğunluk değerleri subjektif olduğundan ve farklı koşullar altında alınan tayflardan çoğaltılması imkansız olacağından, yeni yıldızlar için tayf türleri standart yıldızlara başvurularak atanacaktır.

S yıldızları daha yakından incelendikçe ve tayfın arkasındaki mekanizmalar anlaşıldıkça bir takım dezavantajlar ortaya çıktı. ZrO ve TiO2'nin güçleri hem sıcaklıktan hem de gerçek bolluklardan etkilenir. S yıldızları, oksijenin karbondan biraz daha fazla olması ile karbonun oksijenden biraz daha fazla olması arasındaki sürekliliği temsil eder. Karbon, oksijen daha bol olduğunda, serbest oksijen hızla içine bağlıdır CO ve ZrO ve TiO bolluğu, onlara bazı yıldızlarda fakir göstergesi haline dramatik bırakın. Bolluk sınıfı da kendi ortamlarda oksijen daha karbonla yıldızlar için kullanılamaz hale gelir.

Bu tayf türü biçimi, muhtemelen hala en yaygın biçim olan S yıldızları için görülen yaygın bir türdür.

Elemental yoğunluklar

S yıldızları için sınıflandırmanın ilk büyük revizyonu, Zr ve Ti için açık bolluk yoğunlukları lehine tek basamaklı bolluk sınıfını tamamen terk ediyor. Böylece R And, spektral bir S5e Zr5 Ti2 tipi ile normal bir maksimumda listelenir.

1979'da Ake , ZrO, TiO ve YO bant yoğunluklarına dayalı bir bolluk indeksi tanımladı . 1 ile 7 arasındaki bu tek hanenin MS yıldızlarından artan C/O oranları yoluyla SC yıldızlarına geçişi temsil etmesi amaçlandı. Spektral tipler hala açık Zr ve Ti yoğunluk değerleriyle listeleniyordu ve bolluk indeksi standart yıldızlar listesine ayrı ayrı dahil edildi.

eğik çizgi gösterimi

Bolluk indeksi hemen benimsenen ve SC yıldızlarda bolluklarını farklılaştırarak, 1'den 10'a kadar çalışacak şekilde genişletilmiştir. Şimdi, Zr ve Ti bolluklarını ayırmak için tercih edilen spektral tipin bir parçası olarak alıntılandı. Daha önce terk edilmiş bolluk sınıfından ayırt etmek için, sıcaklık sınıfından sonra bir eğik çizgi karakteri ile kullanıldı, böylece R And için spektral sınıf S5/4.5e oldu.

Yeni bolluk indeksi doğrudan hesaplanmaz, ancak bir dizi spektral özelliğin göreli kuvvetlerinden atanır. 0,95'in altından yaklaşık 1,1'e kadar olan C/O oranlarının sırasını yakından gösterecek şekilde tasarlanmıştır. Öncelikle ZrO ve TiO bantlarının nispi gücü, MS yıldızlarından bolluk indeksi 1'den 6'ya kadar bir dizi oluşturur. 7 ila 10 arası bolluk indeksleri SC yıldızlarıdır ve ZrO zayıftır veya yoktur, dolayısıyla sodyum D çizgilerinin ve C _s bantlarının nispi kuvveti. kullanıldı. Bolluk indeksi 0 kullanılmaz ve bolluk indeksi 10, bir karbon yıldızı Cx,2'ye eşdeğerdir, dolayısıyla asla görülmez.

Toplam ZrO ve TiO kuvvetine ek olarak çizgi oranlarını kullanmak için sıcaklık sınıfının türetilmesi de iyileştirilmiştir. MS yıldızları ve bolluk indeksi 1 veya 2 olanlar için, M yıldızlarıyla aynı TiO bant gücü kriterleri uygulanabilir. 530.5 nm ve 555.1 nm'de farklı ZrO bantlarının oranları, bolluk indeksleri 3 ve 4 ve daha soğuk sıcaklıklarda LaO bantlarının ani görünümü ile faydalıdır. Ba II ve Sr I çizgilerinin oranı aynı endekslerde ve bolluk indeksi 7 ila 9 olan karbon bakımından zengin yıldızlar için de yararlıdır. ZrO ve TiO zayıf veya yok olduğunda, 645,6 nm ve 645.0 nm'de harmanlanmış özelliklerin oranı, sıcaklık sınıfını atamak için kullanılabilir.

yıldız işareti

Farklı sınıflandırma şemaları ve tüm MS, S ve SC yıldızları aralığında tutarlı bir sınıf atamanın zorluklarıyla, bazen başka şemalar kullanılır. Örneğin, yeni S/MS, karbon ve SC yıldızlarının bir araştırması, örneğin S5*3 gibi bir yıldızla gösterilen iki boyutlu bir şema kullanır. İlk hane, M sınıfı sekansı tahmin etmek için TiO kuvvetine dayanır ve ikincisi yalnızca ZrO kuvvetine dayanır.

Standart yıldızlar

Bu tablo, çeşitli zamanlarda sınıflandırıldıkları için bir dizi iyi bilinen S yıldızının tayf türlerini göstermektedir. Yıldızların çoğu değişkendir, genellikle Mira tipindedir. Mümkün olan yerlerde tablo, türü maksimum parlaklıkta gösterir, ancak özellikle Ake türlerinin birçoğu maksimum parlaklıkta değildir ve bu nedenle daha sonraki bir türe sahiptir. Yayınlandılarsa ZrO ve TiO bant yoğunlukları da gösterilir (x, bant bulunmadığını gösterir). Bolluklar resmi spektral tipin parçasıysa bolluk indeksi gösterilir.

oluşum

S-tipi yıldızların iki farklı sınıfı vardır: içsel S yıldızları; ve dışsal S yıldızları. Teknesyum'un varlığı , iki sınıfı ayırt etmek için kullanılır, yalnızca içsel S-tipi yıldızlarda bulunur.

İçsel S yıldızları

2 M _☉ güneş metalik kırmızı devi olarak yıldız özellikleri  , TP-AGB boyunca bir S yıldızı ve ardından bir karbon yıldızı olmak üzere gelişir

İçsel S-tipi yıldızlar, termal darbeli asimptotik dev dal (TP-AGB) yıldızlarıdır. AGB yıldızlarının atıl karbon-oksijen çekirdekleri vardır ve hem iç helyum kabuğunda hem de dış hidrojen kabuğunda füzyona uğrarlar. Onlar büyük, havalı M sınıfı devlerdir. Tarafından oluşturulan ısı darbeleri, yanıp helyum kabuğundan, yıldız üst tabakaları içinde güçlü bir konveksiyon neden olur. Bu darbeler, yıldız geliştikçe güçlenir ve yeterince büyük kütleli yıldızlarda konveksiyon , iki kabuk arasındaki bölgeden yüzeye çıkan füzyon ürünlerini taramaya yetecek kadar derinleşir . Bu füzyon ürünleri, karbon ve s-proses elementlerini içerir. S-proses elemanları, ZrO, YO ile karakteristik S sınıfı spektrumunu oluşturan zirkonyum (Zr), itriyum (Y), lantan (La), teknesyum (Tc), baryum (Ba) ve stronsiyum (Sr) içerir. LaO bantlarının yanı sıra Tc, Sr ve Ba çizgileri. S yıldızlarının atmosferi, 0,5 ila <1 aralığında bir karbon-oksijen oranına sahiptir. Karbon zenginleşmesi, karbon bolluğu oksijen bolluğunu aşana kadar sonraki termal darbelerle devam eder, bu noktada atmosferdeki oksijen hızla CO'ya kilitlenir ve oluşumu oksitler azalır. Bu yıldızlar ara SC spektrumları gösterir ve daha fazla karbon zenginleştirmesi bir karbon yıldızına yol açar .

Dışsal S yıldızları

S sürecinde nötron yakalanmasıyla üretilen Teknesyum izotopu ⁹⁹ Tc'dir ve yıldız atmosferinde yaklaşık 200.000 yıllık bir yarı ömre sahiptir. Bir yıldız oluştuğunda mevcut olan izotoplardan herhangi biri, dev haline geldiğinde tamamen bozunur ve bir AGB yıldızında taranan yeni oluşan herhangi bir ⁹⁹ Tc, AGB aşamasının sonuna kadar hayatta kalır, bu da kırmızı bir devin işini zorlaştırır. atmosferinde teknetyum olmadan diğer s-proses elemanlarına sahip olmak. Tarafından teknetyum formu olmadan S-tipi yıldız transferi daha küçük daha az evrimleşmiş arkadaşı üzerine bir ikili sistemde bir içsel S yıldızdan teknetyum zengini maddenin yanı sıra diğer temizletir-up elemanları. Birkaç yüz bin yıl sonra, ⁹⁹ Tc çürümüş olacak ve karbon ve diğer s-proses elementleri ile zenginleştirilmiş teknetyum içermeyen bir yıldız kalacaktır. Bu yıldız G veya K tipi bir kırmızı dev olduğunda veya haline geldiğinde, Baryum yıldızı olarak sınıflandırılacaktır . ZrO absorpsiyon bantlarının spektrumda, yaklaşık olarak M sınıfı göstermesi için yeterince soğuk sıcaklıklara dönüştüğünde, S-tipi bir yıldız olarak sınıflandırılacaktır. Bu yıldızlara dışsal S yıldızları denir.

Dağıtım ve sayılar

Spektral S sınıfına sahip yıldızlar, yalnızca dar bir koşullar aralığında oluşur ve bunlar nadirdir. İçsel ve dışsal S yıldızlarının dağılımları ve özellikleri, farklı oluşum modlarını yansıtacak şekilde farklıdır.

TP-AGB yıldızlarını büyük araştırmalarda güvenilir bir şekilde tanımlamak zordur, ancak normal M sınıfı parlak AGB yıldızlarının ve benzer S-tipi ve karbon yıldızlarının sayıları galakside farklı dağılımlar göstermiştir. S yıldızları, karbon yıldızlarına benzer şekilde dağılmıştır, ancak karbon yıldızlarının yalnızca üçte biri kadardır. Her iki karbon bakımından zengin yıldız türü de galaktik merkezin yakınında çok nadir bulunur , ancak güneş çevresindeki tüm parlak AGB yıldızlarının %10 - %20'sini oluşturur, dolayısıyla S yıldızları AGB yıldızlarının yaklaşık %5'ini oluşturur. Karbon bakımından zengin yıldızlar ayrıca galaktik düzlemde daha yakından yoğunlaşmıştır . S-tipi yıldızlar , tüm AGB yıldızlarının %3'üne kıyasla, bir ankette %7 olmak üzere orantısız sayıda Mira değişkeni oluşturur .

Dışsal S yıldızları TP-AGB'de değildir, ancak kırmızı dev dal yıldızları veya erken AGB yıldızlarıdır. Sayıları ve dağılımları belirsizdir. Tüm kırmızı dev dal yıldızlarının yalnızca küçük bir kısmını oluşturmalarına rağmen, tüm S-tipi yıldızların %30 ila %70'ini oluşturdukları tahmin edilmektedir. Galaktik diskte daha az güçlü bir şekilde yoğunlaşmışlardır, bu da onların içsel gruptan daha eski bir yıldız popülasyonundan olduklarını gösterir.

Özellikleri

Çok az sayıda içsel S yıldızı, kütleleri Mira dönemi-kütle ilişkileri veya titreşim özellikleri kullanılarak tahmin edilmesine rağmen, ikili bir yörünge kullanılarak doğrudan ölçülmüştür. 5 - Gözlenen kitleler 1,5 olarak bulunmuştur  M _☉ çok yakın zamana kadar Gaia yardımcı kütleleri ve güneş benzeri ile içsel S yıldızlı keşfetmek paralakslarda metallicities . TP-AGB evrimi modelleri, kabuklar yüzeye doğru hareket ettikçe üçüncü taramanın daha da büyüdüğünü ve daha az kütleli yıldızların AGB'den ayrılmadan önce daha az tarama deneyimi yaşadığını gösteriyor. _Kütlesi 1,5 – 2,0  M _{☉ olan} yıldızlar, karbon yıldızı olmak için yeterli tarama deneyimi yaşayacaklar, ancak bunlar büyük olaylar olacak ve yıldız, S-tipi bir yıldız olmadan, genellikle kritik C/O oranını 1'e yakın atlayarak geçecek. Daha büyük kütleli yıldızlar, birkaç küçük tarama sırasında kademeli olarak eşit karbon ve oksijen seviyelerine ulaşır. 4'ten fazla değildir Yıldız  M _☉ deneyim sıcak alt yanan onları karbon yıldız olma önler (konvektif zarfa dibinde karbonun yakma), ama yine de bir oksijen açısından zengin durumuna dönmeden önce S-tipi yıldızlı hale gelebilir. Dışsal S yıldızları her zaman ikili sistemlerdedir ve hesaplanan kütleleri 1,6 – 2,0  M _{☉ civarındadır} . Bu, RGB yıldızları veya erken AGB yıldızları ile tutarlıdır.

10.000 - İçsel S yıldız ışıtmalar 5.000 civarında olması  L _☉ genellikle değişkendir rağmen. Sıcaklıkları, Mira S yıldızları için ortalama 2.300 K ve Mira S olmayan yıldızlar için 3.100 K, oksijen açısından zengin AGB yıldızlarından birkaç yüz K daha sıcak ve karbon yıldızlarından birkaç yüz K daha soğuktur. _{Yarıçapları} , _Miralar için ortalama 526  R _☉ ve _mira olmayanlar için 270  R _☉ , oksijen açısından zengin yıldızlardan daha büyük ve karbon yıldızlarından daha küçüktür. Dışsal S yıldızlı, tipik olarak yaklaşık 2.000 ışıtmalar sahip  L _☉ , 3.150 ve 4.000 K ve yarıçapları arasında sıcaklıklarda az 150  R _☉ . Bu, kırmızı dev ucun altında kaldıkları ve tipik olarak AGB yıldızları yerine RGB yıldızları olacakları anlamına gelir.

Kütle kaybı ve toz

Dışsal S yıldızları , oksijen bakımından zengin TP-AGB yıldızları ve karbon yıldızlarına benzer şekilde, yıldız rüzgarları yoluyla önemli ölçüde kütle kaybederler . Tipik olarak oranlar, W Aquilae gibi aşırı durumlarda on kattan daha yüksek olabilse de, yılda güneşin kütlesinin 1/10.000.000'u civarındadır .

Toz varlığının soğuk yıldızlarda kütle kaybını tetiklemesi beklenir, ancak çoğu karbon ve oksijenin CO gazına kilitlendiği bir S yıldızının atmosferinde ne tür tozun oluşabileceği belirsizdir. Yıldız rüzgarlar S yıldızlı benzer fiziksel özelliklere sahip, oksijen bakımından zengin ve karbonca zengin yıldızlı karşılaştırılabilir. S yıldızlarının etrafındaki yıldız ortamında gözlemlenen tozdan yaklaşık 300 kat daha fazla gaz vardır. Metalik demir , FeSi, silisyum karbür ve forsteritten oluştuğuna inanılmaktadır . Olmadan silikatlar ve karbon , çekirdeklenmenin tetiklenir inanılmaktadır TiC , ZrC ve TiO ₂ .

Birkaç karbon yıldızının çevresinde kopuk toz kabukları görülür, ancak S-tipi yıldızlarda görülmez. Kızılötesi aşırılıklar , çoğu içsel S yıldızının çevresinde toz olduğunu gösterir, ancak dışarı akış, görünür bir kopuk kabuk oluşturmak için yeterli ve uzun ömürlü olmamıştır. Kabukların, AGB evriminde çok geç bir süper rüzgar aşamasında oluştuğu düşünülmektedir.

Örnekler

BD Camelopardalis , dışsal bir S yıldızının çıplak gözle bir örneğidir. Aynı zamanda değişken olabilen daha sıcak bir yoldaş ile birlikte simbiyotik bir ikili sistemde yavaş düzensiz bir değişkendir.

Mira değişken Chi Cygni özgü bir S yıldızı. Maksimum ışığa yakın olduğunda, gökyüzünün en parlak S-tipi yıldızıdır. Zirkonyum, titanyum ve vanadyum oksitlerin özellikleriyle, bazen ara MS tipiyle sınırlanan, S6 ila S10 arasında değişken bir geç tip spektruma sahiptir. R Andromedae ve R Cygni gibi bir dizi diğer öne çıkan Mira değişkenleri de S-tipi yıldızlardır ve ayrıca özel yarı düzenli değişken π ¹ Gruis'dir .

Çıplak göz yıldızı ο ¹ Ori bir orta MS yıldızıdır ve DA3 beyaz cüce eşlikçisi olan küçük genlikli yarı düzenli değişkendir. Spektral tip S3.5/1-, M3III(BaII) veya M3.2IIIaS olarak verilmiştir.

Referanslar