カーボンスター

炭素星（C型星）は、典型的には漸近巨星分枝星、明るい赤色巨星であり、その大気には酸素よりも炭素が多く含まれています。^[1] 2つの元素は星の上層で結合して一酸化炭素を形成し、大気中の酸素のほとんどを消費します。その結果、炭素原子は自由に他の炭素化合物を形成し、星は「すすけた」大気と印象的なルビーレッドの外観になります。また、矮小炭素星や超巨星炭素星もいくつかあり、より一般的な巨星は区別するために古典的炭素星と呼ばれることが あります。

ほとんどの恒星（太陽など）では、大気は炭素よりも酸素に富んでいます。炭素星の特徴を示さないが、一酸化炭素を形成できるほど冷たい通常の恒星は、酸素に富む恒星と呼ばれます。

炭素星は非常に特徴的なスペクトル特性を持ち、^[2] 1860年代にアンジェロ・セッキによってそのスペクトルが初めて認識されました。これは天文学的分光法の先駆的な時代でした。

定義上、炭素星は分子C ₂からのスワンバンドスペクトルを主に有する。CH、CN（シアン）、C ₃、SiC ₂など、他の多くの炭素化合物も高濃度で存在する可能性がある。炭素は核で形成され、その上層に循環し、層の組成を劇的に変化させる。炭素に加えて、バリウム、テクネチウム、ジルコニウムなどのS 過程元素が殻フラッシュで形成され、表面に「浚渫」される。^[3]

天文学者が炭素星のスペクトル分類を開発したとき、スペクトルと星の実効温度を相関させるのにかなりの困難がありました。問題は、大気中の炭素が、星の温度の指標として通常使用される吸収線を隠してしまうことでした。

炭素星は、ミリ波およびサブミリ波の波長で分子線の豊富なスペクトルも示します。炭素星CW Leonisでは、 50 種類を超えるさまざまな恒星周縁分子が検出されています。この星は、新しい恒星周縁分子の探索によく使用されます。

炭素星は、スペクトル分類の先駆者であるアンジェロ・セッキが炭素星にセッキクラスIVを設定した1860年代にすでに発見されており、1890年代後半にNクラス星に再分類されました。^[4]

この新しいハーバード分類法を用いて、Nクラスは後に、スペクトルの特徴的な炭素バンドを共有する、それほど赤くない星のためのRクラスによって強化されました。その後、このRからNまでの体系と従来のスペクトルとの相関関係が示され、RN系列は星の温度に関してc:a G7からM10とほぼ平行していることが示されました。^[5]

ハーバード分類は部分的に温度に基づいていただけでなく、炭素量にも基づいていたため、後のNクラスは対応するMタイプとあまり一致しませんでした。そのため、この種の炭素星の分類は不完全であることがすぐに明らかになりました。代わりに、温度と炭素量を扱うために、新しい二重数星クラスCが設立されました。Y Canum Venaticorumで測定されたそのようなスペクトルはC5 ₄と決定されました。ここで、5は温度依存の特徴を示し、4はスペクトル内のC ₂スワンバンドの強度を示します。（C5 ₄は、C5,4とも表記されます）。^[6]このモーガン–キーナンCシステム分類は、1960年から1993年まで古いRN分類に取って代わりました。

2 次元の Morgan–Keenan C 分類は作成者の期待を満たすことができませんでした。

1. 赤外線による温度測定との相関関係が見られなかった。
2. もともと2次元であったが、すぐにCH、CN、jなどの接尾辞が追加され、他の銀河の炭素星集団の一括解析には実用的ではなくなった。
3. そして、古い R 型星と N 型星は実際には 2 つの異なるタイプの炭素星であり、天体物理学的に重要な意味を持つことが徐々にわかってきました。

1993年にフィリップ・キーナンによって改訂された新しいモーガン・キーナン分類が出版され、CN、CR、CHのクラスが定義された。後にCJとC-Hdのクラスが追加されました。^[7]これが今日使用されている確立された分類システムです。^[8]

炭素星は複数の天体物理学的メカニズムによって説明できる。古典的炭素星は質量に基づいて非古典的炭素星と区別され、古典的炭素星の方が質量が大きい。^[11]

現代のスペクトル型CR および CN に属する古典的炭素星では、炭素の豊富さはヘリウムの融合、具体的には恒星内部でのトリプルアルファ過程の産物であると考えられており、巨星は漸近巨星分枝(AGB) においてその寿命の終わり近くにこの過程に達する。これらの融合生成物は、炭素やその他の生成物が作られた後に、対流のエピソード(いわゆる第 3ドレッジアップ)によって恒星表面に運ばれてきた。通常、この種の AGB 炭素星は水素燃焼殻内で水素を融合するが、10 ⁴～^{10 5}年の間隔を置いて、星は殻内でヘリウムを燃焼する状態に変化し、その間、水素の融合は一時的に停止する。この段階では、星の光度が上昇し、星内部の物質 (特に炭素) が上方に移動する。光度が上昇するため、星は膨張してヘリウムの融合が停止し、水素殻の燃焼が再開する。これらのシェルヘリウムフラッシュの間、恒星からの質量損失は大きく、多くのシェルヘリウムフラッシュの後、AGB 恒星は高温の白色矮星に変化し、その大気は惑星状星雲の材料になります。

CJ型とCH型に属する非古典的な炭素星は、一方の星が巨星（またはたまに赤色矮星）で、もう一方が白色矮星として観測される連星であると考えられている。現在巨星として観測されている星は、伴星（つまり、現在は白色矮星となっている星）がまだ古典的な炭素星であったときに、主系列星であったときに炭素に富む物質を吸収した。星の進化のこの段階は比較的短く、そのような星のほとんどは最終的に白色矮星になる。これらの系は現在、質量移動イベントから比較的長い時間が経過してから観測されているため、現在の赤色巨星で観測される余分な炭素はその星内で生成されたものではない。^{[11]このシナリオは、炭素分子とバリウム（} s過程元素）の強いスペクトル特性を持つことを特徴とするバリウム星の起源としても受け入れられている。この質量移動によって炭素が過剰になった星は、炭素を内部で生成する「内因性」AGB 星と区別するために「外因性」炭素星と呼ばれることがあります。これらの外因性炭素星の多くは、炭素を独自に生成できるほど明るくも冷たくもありません。これは、連星であることが発見されるまで謎でした。

スペクトルクラスC-Hdに属する謎の水素欠乏炭素星（HdC）は、コロナエ変光星（RCB）と何らかの関係があるようですが、それ自体は変光星ではなく、RCBに典型的な特定の赤外線放射を欠いています。HdCは5つしか知られておらず、連星であることは知られていないため^[12]、非古典的な炭素星との関係はわかっていません。

CNO サイクルの不均衡やコアのヘリウムフラッシュなど、説得力の低い他の理論も、より小さな炭素星の大気中の炭素濃縮のメカニズムとして提案されています。

古典的な炭素星のほとんどは、長周期変光型 の変光星です。

夜間視力が赤色に鈍感であることと、赤色に敏感な眼球桿体が星の光にゆっくりと適応することから、赤色変光星、特に炭素星の等級を推定する天文学者は、観測する星の等級を過小評価しないために、 プルキンエ効果に対処する方法を知っておく必要があります。

炭素星は表面重力が低いため、強力な恒星風によって全質量の半分（またはそれ以上）が失われる可能性がある。そのため、炭素を多く含むグラファイトに似た「塵」である星の残骸は、星間塵の一部となる。^{[13]この塵は、次の世代の恒星とその惑星系を形成する}原材料を提供する上で重要な要素であると考えられている。炭素星の周囲の物質は、塵がすべての可視光を吸収するほどに星を覆うことがある。

炭素星からのシリコンカーバイド流出は、初期の太陽系星雲に集積され、比較的変化の少ないコンドライト隕石のマトリックス中に残存しました。これにより、1-3 M _☉の炭素星の恒星周辺環境の同位体分析を直接行うことができます。炭素星からの恒星流出は、隕石中に見られるプレソーラーシリコンカーバイドの大部分の源です。^[14]

その他の種類の炭素星には以下のものがあります。

• CCS – クールカーボンスター
• CEMP – 炭素強化金属貧弱
  • CEMP-no – r過程またはs過程の 元素合成によって生成された元素の増加がない炭素増加金属貧弱星
  • CEMP-r – r過程 元素合成によって生成された元素が増加した炭素増加金属欠乏星
  • CEMP-s – s過程 元素合成によって生成された元素が増加した炭素増加金属欠乏星
  • CEMP-r/s – r過程とs過程の両方の 元素合成によって生成された元素が増加した炭素増加金属欠乏星
• CGCS – クールな銀河炭素星

古典的な炭素星は、特に近赤外線で非常に明るいため、近くの銀河で検出できます。スペクトルの強い吸収特性のため、炭素星は近赤外線では酸素が豊富な星よりも赤く、測光色で識別できます。^[16] 個々の炭素星はすべて同じ明るさを持っているわけではありませんが、炭素星の大きなサンプルは、同様の銀河でほぼ同じ中央値を持つ明るさの確率密度関数(PDF) を持ちます。そのため、その関数の中央値は、銀河までの距離を決定するための標準光源として使用できます。PDFの形状は、銀河内のAGB星の平均金属量に応じて変化する可能性があるため、他の方法で距離がわかっているいくつかの近くの銀河を使用してこの距離指標を較正することが重要です。^{[15] [17]}

• S型星、似ているが、それほど極端ではない
• テクネチウム星、化学的に特異な別のタイプの星
• マーク・アーロンソン、アメリカの天文学者、炭素星の研究者
• 最もよく知られている炭素星の一つであるラ・スペルバ
• LL ペガスス座は、非常に多くの煤を含んでいるため、何光年も宇宙に伸びる渦巻状の煙の跡を作っています。

• 110 個の炭素星のリスト。HD番号、ほとんどの二次識別、赤経と赤緯の位置 、等級、スペクトル、等級範囲 (変光星の場合)、周期 (変動周期) が含まれます。