Saltu al enhavo

Zirkonia stelo

El Vikipedio, la libera enciklopedio
W Aquilae estas S-tipa stelo kiel Mira-aplikaĵa stelo kun videble apartigita ĉirkaŭa kompana stelo, rimarkita de la Spacoteleskopo Hubble.

Zirkonia stelo, S-stelo, S-tipa stelo — estas estas speco de kemie specifa stelo kun proksimume egalaj kvantoj da karbono kaj oksigeno en sia atmosfero. La spektra tipo unue estis difinita en 1922 de Paul Merrill por steloj kun nekutimaj sorbaj linioj kaj molekulaj bendoj, kiuj nun estas sciitaj rezulti el elementoj formitaj per la s-procezo. Karakteriza trajto de S-steloj estas la ekzisto de fortaj sorbaj linioj de cirkonia monoksidaj bendoj (ZrO).

Kompare, karbonaj steloj havas pli da karbono ol oksigeno en siaj atmosferoj. En plej multaj steloj — inkluzive de M-tipaj gigantoj — la atmosfero enhavas pli da oksigeno ol karbono, tiel ili nomiĝas oksigeno-riĉaj steloj. S-steloj situas inter tiuj du grupoj. Ili povas esti dividitaj en du specojn:

enspezaj S-steloj, kiuj ricevas siajn karakterizajn elementojn el interna konvekcio, kiun transportas fanditaj produktoj kiel s-procezaj elementoj al la surfaco; eksteraj S-steloj, kiuj formas sin tra amastransdono en duopaj sistemoj. La enspezaj S-steloj troviĝas sur la plej lumeca parto de la asimptota giganta branĉo (AGB), stadio da ilia vivo daŭranta malpli ol milionon da jaroj. Multaj el ili estas longperiodaj variabloj. La eksteraj S-steloj estas kutime pli malfortaj, pli longvivaj, ofte nur malforte oscilantaj semireĝaj aŭ neregulaj variabloj. S-steloj estas relative raraj: enspezaj S-steloj reprezentas malpli ol 10 % el la AGB-steloj je komparebla lumeco, dum eksteraj S-steloj estas ankoraŭ pli maldidaj inter ruĝaj gigantoj.

Spektraj trajtoj

[redakti | redakti fonton]

Malvarmaj steloj, precipe tiuj de spektra klaso M, montras molekulajn bendojn, el kiuj tiuj de titania(II) oksido (TiO) estas plej rimarkindaj. Malgranda parto el tiuj steloj ankaŭ havas forte esprimitajn bendojn de cirkonia oksido (ZrO). La videbleca ekzisto de ZrO-bendoj en spektroj estas la difino de S-stelo.[1]

Ĉefaj ZrO-spektraj serioj estas:[1]

α-serio: en blua lumo je 464,06 nm, 462,61 nm kai 461,98 nm β-serio: en flava lumo je 555,17 nm kai 571,81 nm γ-serio: en ruĝa lumo je 647,4 nm, 634,5 nm kai 622,9 nm[2] Origine, S-stelo estis difinita tiel, ke liaj ZrO-bendoj devas esti facile detekteblaj sur fotografiaj spektraj platoj kun malalta disigo. Modernaj spektroj tamen ebligas identigi multajn stelojn eĉ kun multe pli malfortaj ZrO-linioj. Ekzistas transiraj MS-steloj, kiuj estas interaj inter normalaj M-steloj kai S-steloj — ili havas preskaŭ nedetekteblajn ZrO-bendojn sed alie normalan M-spektron. Aliflanke, SC-steloj estas transiraj inter S-steloj kai karbonaj steloj: tie ZrO estas malforta aŭ nedetektebla, sed estas fortaj natrijaj D-linioj kai malfortaj sed detekteblaj C2-bendoj.[3]

S-steloj ankaŭ montras aliajn diferencojn kompare kun normaj M-gigantoj. La tipaj TiO-bendoj estas pli malfortaj ol ĉe M-steloj samtemperaturaj, kai iam tute forestas. Trajtoj rilataj al s-procezaj izotopoj — kiel Y-bendoj, Sr-linioj, Ba-linioj, La-bendoj — same kiel natriaj D-linioj estas multe pli fortaj. Sed VO-bendoj estas forestantaj aŭ tre malfortaj.[4] Oni ankaŭ atendas trovi spektrajn liniojn de Teknecio (Tc), kiu formiĝas per s-proceza neŭtrona enkaptado. Tamen granda parto da S-steloj ne montras signojn de Tc. Steloj kun klaraj Tc-linioj iam nomiĝas teĥneciaj steloj, kiuj povas esti de tipo M, S, C aŭ transiraj MS/SC.[5]

Iuj S-steloj, precipe Mira-similaj, montras fortajn hidrogenajn emisiajn liniojn. Ekzemple, emisio de Hβ ofte estas pli forta ol aliaj linioj el la Balmera serio en normala M-stelo. Tio okazas pro tio, ke la TiO-bendo, kiu kutime "malfortigas" Hβ, estas malforta aŭ forestas.[1]

Priskribaj sistemoj

[redakti | redakti fonton]
Surfaco de la ruĝa giganta stelo π1 Gruis, observita per PIONIER sur VLT

La spektra klaso S unue estis difinita en 1922 por kelkaj longperiodaj variabloj (t.e. Mira-aplikaĵoj) kai aliaj steloj kun nekutimaj spektroj. Multaj el la absorbaj linioj tiam ne estis identigeblaj, sed ZrO-bendoj jam estis listigitaj kiel gravaj trajtoj. Tiam klason M ne subdividis en ciferojn, sed en Ma, Mb, Mc, Md. Nova klaso S simple estis markita kiel S aŭ Se depende de ĉu ekzistis emisiaj linioj. Supozite estis, ke nur Se-steloj estas longperiodaj variabloj, dum S-steloj estas senŝanĝaj.[6] Poste tamen troviĝis esceptoj, ekzemple π1 Gruis, kiun ni nun scias kiel duon-regulaj variablaj steloj.[7]

Dum jardekoj la priskribo de S-steloj plurfoje reviziitis por reflekti plibonigitan spektran rezolucion, pligrandiĝintan nombron da trovitaj S-steloj kai pli profundan komprenon pri iliaj rilatoj kun aliaj varoj da ĉielaj korpoj.

Komata notacio

[redakti | redakti fonton]

En 1954 enkondukis formalan sistemon de formo SX,Y. Ekzemple, R Andromedae estas listigita kiel S6,6e.[1]

  • X estas temperatura klaso: cifero inter 1 (kvankam plej malalta reala ekzemplo estas S1.5) kai 9, respondante al temperaturoj inter M1 kai M9. La valoro estas kalkulita el intensoj de ZrO kai TiO-bendoj: prenas la pli grandan valoron plus duonon de la pli malgranda.
  • Y estas abundeca klaso: ankaŭ cifero inter 1 kai 9, difinita per multipliko de ZrO/TiO-proporcio per temperatura klaso. La rezulto rondiĝas malsupren, sed por pli altaj valoroj validas specialaj reguloj:[1]
    • 6,0 – 7,5 → 6
    • 7,6 – 9,9 → 7
    • 10,0 – 50 → 8
    • > 50 → 9

Fakte, nova spektra tipo kutime deduktiĝas per komparo kun normaj steloj, ĉar intensoj estas subjektivaj kai ne reprodukteblaj inter malsamaj observoj.[1]

Tiu sistemo havas limojn: tiom ZrO kai TiO dependas ne nur de abundo sed ankaŭ de temperaturo. Kiam karbono superas oksigenon, tiuj oksidoj rapide malfortiĝas, ĉar oksigeno ligiĝas al karbono en CO. Tial tiu abundeca skalo ne taŭgas por steloj kun pli da karbono ol oksigeno.[8]

Tiu priskribo ankoraŭ estas ofta por S-steloj, eble ankoraŭ la plej uzata.[9]

Elementaj intensoj

[redakti | redakti fonton]

Unua grava revizio ĉesis uzi unuciferan abundecan klason, anstataŭe uzante eksplicitajn intensojn por Zr kai Ti.[10] Do R And ricevis spektrotipon S5e Zr5 Ti2.[9]

En 1979 Ake enkondukis abundecan indekson bazitan sur intensoj de ZrO, TiO kai YO-bendoj. Unu cifero inter 1 kai 7 indikas transiron de MS-steloj tra pligrandiĝantan C/O-rilon ĝis SC-steloj. La spektra tipo daŭre enhavis eksplicitajn Zr/Ti-valorojn, sed la abundeca indekso aparte listiĝis inter normaj steloj.[8]

Oblikva notacio

[redakti | redakti fonton]

La abundeca indekso baldaŭ estis plilongigita de 1 ĝis 10 por pli bone distingi SC-stelojn. Nun li iĝis parto de la spektra tipo, prefere ol aparta informo. Por distingi lin de la frua abundeca klaso, li uzis oblikvan strekon post la temperatura klaso. Ekzemple, R And iĝis S5/4.5e.[3]

Tiu nova abundeca indekso ne estas direktmezurebla, sed atribuata laŭ relativaj intensecoj de kelkaj spektraj trajtoj. Li celas precize montri C/O-rilatumon inter ~0,95 kai ~1,1. Por MS-steloj ĝis indekso 6 dominas ZrO/TiO-proporcioj. Por indeksoj 7–10 (SC-steloj) ZrO estas malforta aŭ forestas, do uzatas natraj D-linioj kai Cs-bendoj. Indekso 0 ne uzatas, 10 estas egala al karbona stelo Cx,2, do neniam videblas.[4]

Ankaŭ la determino de temperatura klaso pliboniĝis: nun uzas liniajn proporciojn pluse la tutajn ZrO/TiO-intensecojn. Por MS-steloj kai tiuj kun indekso 1–2 validas samaj TiO-kriterioj kiel por M-steloj. Proporcioj inter diversaj ZrO-bendoj (530,5 nm kai 555,1 nm) utilas por indeksoj 3–4. Subite aperantaj LaO-bendoj indikas pli malvarmajn stelojn. Proporcio Basarde/Srsarde utilas samkiel por karbono-riĉaj steloj (indeksoj 7–9). Kiam ZrO/TiO malfortas, uzatas miksitaj trajtoj je 645,6 nm kai 645,0 nm por taksi temperaturon.[4]

Stelmarka notacio

[redakti | redakti fonton]

Pro malfacilaĵoj kun unuforma priskribo trans MS-, S- kai SC-steloj, foje uzatas aliaj sistemoj. Ekzemple, unusola observado pri novaj S/MS-, karbonaj kai SC-steloj uzis du-dimensian sistemon per stelmarko (), ekz. S53. La unua cifero baziĝas sur TiO-intenseco (por alproksimiĝi al M-sekvenco), dua nur sur ZrO-intenseco.[2]

Normaj steloj

[redakti | redakti fonton]

Sube tabelo montras spektrajn tipojn de kelkaj konataj S-steloj laŭ diversaj priskribaj sistemoj. Plej multaj estas variabloj (plejofte Mira-tipoj). Eble montrita estas tipo je maksimuma lumeco, sed iuj Ake-tipoj ne estas je makso, do pli postaj.

Formiĝo

[redakti | redakti fonton]

Ekzistas du apartaj grupoj de S-steloj: enspezaj kai eksteraj. La ekzisto de teknecio estas uzata por distingi ilin: nur enspezaj S-steloj havas teĥnetion.

Enspezaj S-steloj

[redakti | redakti fonton]
Stelaj ecoj dum evoluo de ruĝa giganto ĉe sunaj metaloj tra TP-AGB por fariĝi S-stelo poste karbona stelo[11]

Enspezaj S-steloj estas termice pulsatantaj asimptotaj gigantaj branĉoj (TP-AGB). Ili havas senmovan karbon-oksigenan kernon kai fandas en dikaĵa tavolo el heliumo kai ekstera tavolo el hidrogeno. Ili estas grandaj, malvarmaj M-steloj. Termikaj pulsoj, kaŭzitaj de fulmoj en la helia tavolo, kaŭzas fortan konvekcion en supraĵaj tavoloj. Tiuj pulsoj plifortiĝas dum evoluo, kai ĉe sufiĉe grandaj steloj konvekcio iĝas sufiĉe profunda por surpeladi fanditajn produktojn el inter du tavoloj al surfaco. Inter tiuj produktoj estas karbono kai s-procezaj elementoj.[12] Inter s-procezaj elementoj troviĝas zirkonio (Zr), itrio (Y), lantano (La), teknecio (Tc), bario (Ba), stroncio (Sr), kiuj donas karakterizajn spektrajn trajtojn (ZrO, YO, LaO-bendoj, linioj de Tc, Sr, Ba). Atmosfero de S-steloj havas C/O-proporcion inter 0,5 kai <1.[13] Karbon-enriĉiĝo daŭras dum sekvaj pulsoj, gis ke karbono superas oksigenon; tiam oksigeno rapidas ligiĝi en CO, do formiĝo de oksidoj malfortiĝas. Tiam steloj iĝas SC-steloj, poste karbonaj steloj.[14]

Eksteraj S-steloj

[redakti | redakti fonton]

La izotopo de teĥnetio kreita per s-procezo estas 99Tc, kiu havas duoniĝan tempon ~200 000 jarojn. Iu ajn Tc ekzistanta dum formiĝo de stelo jam senrestus dum ĝia giganta stadio. Do se stelo havas s-procezajn elementojn sed ne havas Tc, verŝajne ĝi ricevis materialon de alia stelo. Tio okazas en duopaj sistemoj: enspeza S-stelo transdonas amason (inkluzive Tc kai aliajn elementojn) al pli eta, pli junega kompano. Post kelkcent mil jaroj Tc senrestas, do restas stelo enriĉita per karbono kai s-procezaj elementoj sed sen Tc. Kiam tiu stelo evoluas al G aŭ K-tipa ruĝa giganto, li iĝas baria stelo. Kiam li pluirĝasĝas tiel ke lia surfaco iĝas sufiĉe malvarma por ke ZrO-bendoj aperi, li estos klasifikita kiel S-stelo. Tiaj steloj nomiĝas eksteraj S-steloj.[14][15]

Distribuo kai kvantoj

[redakti | redakti fonton]

S-steloj formiĝas nur sub mallarĝaj kondiĉoj, do ili estas maldidaj. Distribuoj de enspezaj kai eksteraj S-steloj malsamas, reflektante malsamajn formiĝajn mekanismojn.

TP-AGB-steloj malfacile identigeblas en grandaj surketsoj, sed komparoj inter M-steloj, S-steloj kai karbonaj steloj montras malsamajn distribuojn en galaksio. S-steloj estas simile distribuitaj kiel karbonaj steloj, sed estas nur ~triono el tiuj. Ambaŭ tipoj estas tre raraj apud Centro de Galaksio, sed faras 10–20% el lumaj AGB-steloj apud Suno. Tio signifas ke S-steloj estas ~5% el ĉiuj AGB-steloj. Karbono-riĉaj steloj pli dense kolektiĝas apud ebeno de Galaksio. S-steloj neproportionale ofte estas Mira-variabloj: 7% el ili, kontraŭe al nur 3% el ĉiuj AGB-steloj.[16]

Eksteraj S-steloj ne estas sur TP-AGB, sed estas ruĝaj gigantaj branĉoj aŭ fruaj AGB-steloj. Ili estas taksitaj okupi 30–70% el ĉiuj S-steloj, sed nur tre malgrandan frakcion el ĉiuj ruĝaj gigantoj. Ili estas malpli forte kunmetitaj en diskon de Galaksio, do verŝajne apartenas al pli malnova stela populacio ol enspezaj S-steloj.[14]

Ecoj

[redakti | redakti fonton]

Tre malmultaj enspezaj S-steloj havas direkte mezuritajn masojn el duopaj orbitoj, sed ili estas taksitaj per period-masa rilato de Miraj steloj aŭ pulsaj ecoj. Antaŭe masoj estis ~1,5–5M⊙,[14] sed lastatempe datumoj el Gaia malkovris enspezajn S-stelojn kun sunsimilaj masoj kai metaloplenaĵoj.[13] Modeloj montras ke tria surpelado pligrandiĝas dum pulsoj, sed pli malfortaj steloj vivas pli malfrekvence surpeladojn antaŭ ol lasi AGB-on. Steloj ĉe 1,5–2,0M⊙ ricevas malmultajn sed grandajn surpeladojn, do ofte transiras rekte al karbona stato sen daŭre daŭra S-fazo. Pligrandaj steloj spertas varman fundan brulon (brulado de karbono je bazo de konvekcia ĉerko), kiu malebligas karbonan staton, sed ili povas iĝi S-steloj antaŭ ol reveni al oksigeno-riĉeco.[17] Eksteraj S-steloj estas duopaj, kun masoj ~1,6–2,0M⊙, kio kongruas kun RGB aŭ fruaj AGB-steloj.[15]

Enspezaj S-steloj havas lumecojn ~5000–10000L⊙,[18][19] kvankam ili ofte estas variablaj.[14] Meza temperaturo estas ~2300 K por Mira-S-steloj kai ~3100 K por ne-Miraj, kelkecent gradojn pli varme ol oksigeno-riĉaj AGB-steloj sed pli malvarme ol karbonaj steloj. Radiusoj estas ~526L⊙ por Miraj kai ~270L⊙ por ne-Miraj, pli grandaj ol oksigeno-riĉaj sed pli malgrandaj ol karbonaj. Eksteraj S-steloj havas lumon ~2000L⊙, temperaturojn 3150–4000 K, radiusojn <150R⊙, do ili situas sub pinto de ruĝa giganto kai estas plej probable RGB-steloj.[20]

Amas perdado kaj polvo

[redakti | redakti fonton]

Eksteraj S-steloj perdadas signifan amason per siaj stelaj ventoj, simile al oksigeno-riĉaj AGB-steloj kai karbonaj steloj. Tipaj rapidoj estas ~10⁻⁷M⊙ jare, sed en ekstremaj kazoj (kiel W Aquilae) povas esti pli ol dekoble pli alte.[18]

Supozeble polvo pelas amas-perdon en malvarmaj steloj, sed ne klare estas kiu tipo de polvo formas en S-steloj, kie plej multe da karbono kai oksigeno estas ligitaj en CO-gaso. Stelaj ventoj de S-steloj estas kompareblaj kun tiuj de oksigeno- aŭ karbono-riĉaj steloj. Observite estas ~300-oble pli da gaso ol polvo ĉirkaŭ S-steloj. Supozeble ĝi enhavas metalan feron, FeSi, silician karbidon, forsteriton. Sen silikatoj kai karbono, nukleado supozeble okazas per TiC, ZrC, TiO2.[19]

Apartigitaj polvaj ŝeloj videblas ĉirkaŭ kelkaj karbonaj steloj, sed ne ĉe S-steloj. Infraruĝaj pliartoj indikas ekziston de polvo ĉirkaŭ plej multaj enspezaj S-steloj, sed ilia eliro ankoraŭ ne daŭris sufiĉe longe por formi videblan apartan ŝelon. Supozeble tiuj formiĝas dum superventa fazo late en AGB-evoluo.[18]

Ekzemploj

[redakti | redakti fonton]

BD Camelopardalis estas videbla per okulo ekstera S-stelo. Li estas malrapida neregula variablo en simbiota duopo kun pli varma kompano, kiu eble ankaŭ estas variabla.[21]

La Mira-aplikaĵa Chi Cygni estas enspeza S-stelo. Proksime al sia maksimuma lumeco li estas la plej luma S-stelo en ĉielo.[22] Lia spektro varias inter S6 kai S10, kun trajtoj de oksidoj de cirkonio, titanio kai vanadio, iam limas al MS-tipo.[4] Aliaj gravaj Mira-aplikaĵoj kiel R Andromedae kai R Cygni ankaŭ estas S-steloj, same kiel la speciala semireĝa variablo π1 Gruis.[22]

Videbla per okulo ο1 Ori estas meza MS-stelo kai malforta semireĝa variablo[7] kun blanka nano DA3 kiel kompano.[23] Lia spektra tipo priskribiĝis kiel S3.5/1-,[4] M3III(BaII),[24] aŭ M3.2IIIaS.[7]

Referencoj

[redakti | redakti fonton]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 (1954) “Classification of the S-Type Stars” 120, p. 484. doi:10.1086/145937. 
  2. ↑ 2,0 2,1 (1979) “Discoveries on Southern Red-Sensitive Objective-Prism Plates – Part Two – New Ms-Stars Carbon-Stars and Sc-Stars” 38, p. 335. 
  3. ↑ 3,0 3,1 (1979) “The problem of spectral classification of stars in the sequence S-SC-C”, Spectral Classification of the Future, Ricerche Astronomiche 9, p. 39.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 (1980) “Spectral types of S and SC stars on the revised MK system” 43, p. 379. doi:10.1086/190673. 
  5. ↑ (1990) “S stars without technetium – the binary star connection” 99, p. 1930. doi:10.1086/115475. 
  6. ↑ (1922) “Stellar spectra of class S” 56, p. 457. doi:10.1086/142716. 
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 (2009) “VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)” 1. 
  8. ↑ 8,0 8,1 (1979) “A revised spectral classification system in the red for S stars” 234, p. 538. doi:10.1086/157527. 
  9. ↑ 9,0 9,1 (2014) “VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009–2016)” 1. 
  10. ↑ (1977) “An atlas of spectra of the cooler stars : Types G, K, M, S and C” 97, p. 178. 
  11. ↑ (2009) “New asymptotic giant branch models for a range of metallicities” 508, p. 1343. doi:10.1051/0004-6361/200912043. arXiv:0903.2155. 
  12. ↑ (1998) “Evolution and Nucleosynthesis in Low-Mass Asymptotic Giant Branch Stars. II. Neutron Capture and the S-Process” 497, p. 388. doi:10.1086/305437. 
  13. ↑ 13,0 13,1 (2019) “Observational evidence of third dredge-up occurrence in S-type stars with initial masses around 1 M☉” 625, p. L1. doi:10.1051/0004-6361/201935296. arXiv:1904.04039. 
  14. ↑ 14,0 14,1 14,2 14,3 14,4 (1999) “The Henize sample of S stars. I. The technetium dichotomy” 345, p. 127–136. arXiv:astro-ph/9903241. 
  15. ↑ 15,0 15,1 (1998) “Insights into the formation of barium and Tc-poor S stars from an extended sample of orbital elements” 332, p. 877. arXiv:astro-ph/9801272. 
  16. ↑ (22 Junio 1989) Evolution of Peculiar Red Giant Stars, IAU Colloquium 106, p. 342–. ISBN 978-0-521-36617-5.
  17. ↑ (1995) “The evolution of galactic carbon stars” 293, p. 381. 
  18. ↑ 18,0 18,1 18,2 (2009) “Circumstellar molecular line emission from S-type AGB stars: Mass-loss rates and SiO abundances” 499, p. 515. doi:10.1051/0004-6361/200911730. arXiv:0903.1672. 
  19. ↑ 19,0 19,1 (2002) “Mineral formation in stellar winds” 382, p. 256–281. doi:10.1051/0004-6361:20011580. 
  20. ↑ (1998) “The HIPPARCOS Hertzsprung-Russell diagram of S stars: Probing nucleosynthesis and dredge-up” 329, p. 971. arXiv:astro-ph/9708006. 
  21. ↑ (1988) “Companions to peculiar red giants: HR 363 and HR 1105” 281, p. 245. 
  22. ↑ 22,0 22,1 (1984) “A General Catalogue of Galactic S-Stars – ED.2” 3, p. 1. 
  23. ↑ (1988) “A white dwarf companion to the main-sequence star 4 Omicron(1) Orionis and the binary hypothesis for the origin of peculiar red giants” 327, p. 214. doi:10.1086/166183. 
  24. ↑ (1990) “MK classification and photometry of stars used for time and latitude observations at Mizusawa and Washington” 85, p. 1069. 

Literaturo

[redakti | redakti fonton]
  • (1997) “Angular Size Measurements of Carbon Miras and S-Type Stars” 114, p. 2150. doi:10.1086/118635. 
  • (1973) “The Role of Classification of Slit Spectrograms (introductory Lecture)”, Spectral Classification and Multicolour Photometry, IAU Symposium 50, p. 3.
  • (1974) “Revised Catalog of Spectra of Mira Variables of Types ME and Se” 28, p. 271. doi:10.1086/190318. 
Elŝutita el "https://eo.wikipedia.org/w/index.php?title=Zirkonia_stelo&oldid=9215488"