IRC +10216

CW Leo sau IRC +10216 este cea mai studiată stea de carbon , situată la 650 de ani lumină de Pământ în constelația Leului . În ciuda dimensiunilor sale gigantice (raza sa este de peste trei ori distanța de la Pământ la Soare), în domeniul optic strălucește foarte slab și, prin urmare, este vizibil doar la telescoapele mari . Steaua este înconjurată de o coajă groasă de praf. Ca urmare, energia principală emisă este în domeniul infraroșu : IRC +10216 este cel mai strălucitor obiect de pe cer la o lungime de undă de 10 microni [5] .

În urmă cu aproximativ un miliard de ani, această stea a rămas fără combustibil de hidrogen, a părăsit secvența principală Hertzsprung-Russell și a devenit o gigantă roșie . De-a lungul timpului, în miezul său de heliu comprimat și, prin urmare, puternic încălzit, a început sinteza carbonului și a oxigenului , care acum s-a încheiat. În viitorul apropiat (în 10.000-30.000 de ani), va trebui să-și piardă straturile exterioare și să dea naștere unei nebuloase planetare , care în câteva zeci de mii de ani se va răci, se va stinge și se va disipa în spațiu. Din stele va rămâne doar o pitică albă oxigen-carbon [5] .

IRC +10216 este deja aproape de stadiul final, așa cum demonstrează atât intensitatea ridicată a emisiilor de materie în spațiul înconjurător (steaua pierde anual 4⋅10 22 de tone , ceea ce corespunde la două miimi de procent din masa de Soarele ) și pulsații puternice ale suprafeței sale. Acesta este ceea ce ne permite să afirmăm că IRC +10216 a atins stadiul final al ciclului de viață al stelelor cu mase de la 0,6 la 8 mase solare. Pe diagrama Hertzsprung-Russell, această etapă corespunde unui segment cunoscut sub numele de ramură gigant asimptotică , AGB [5] .

Observațiile făcute în intervalul submilimetric de satelitul SWAS ( en: Submillimeter Wave Astronomy Satellite ) au relevat o strălucire intensă în liniile spectrale corespunzătoare emisiei de vapori de apă , a căror cantitate, conform estimărilor preliminare, era apropiată de patru mase Pământului . Carbonul formează cu ușurință legături chimice, așa că mai mult de 70 de compuși ai acestui element au fost descoperiți în atmosfera IRC +10216. Pe de altă parte, moleculele de apă într-o concentrație vizibilă nu ar trebui să fie acolo, deoarece apa are nevoie de oxigen, care este prezent în principal în starea legată în compoziția moleculelor de monoxid de carbon CO (au o energie de legare mare, egală cu 11 eV , și prin urmare sunt foarte stabile). În consecință, pentru alți oxizi, inclusiv pentru apă, practic nu a mai rămas oxigen în stea. Imediat a apărut o ipoteză că activitatea stelei centrale evaporă apa dintr-un nor de comete care înconjoară steaua, similar centurii de comete Kuiper care înconjoară Soarele nostru , în ciuda faptului că nu există date observaționale privind prezența unei astfel de centuri (sau , o altă opțiune posibilă, un analog al norului cometar aproape solar Oort ) a existat. Cu toate acestea, această ipoteză a fost susținută de faptul că prezența moleculelor de H 2 O a fost dezvăluită datorită observării unei singure linii spectrale corespunzătoare tranziției între două niveluri electronice cu energie scăzută ale acestor molecule, care sunt bine umplute la temperaturi scăzute. . Acest lucru a dat motive să credem că în atmosfera IRC +10216 există doar vapori de apă rece, care de fapt ar putea apărea din evaporarea gheții cometare [6] .

Cu toate acestea, Observatorul Spațial European Herschel , lansat pe 14 mai 2009, a detectat zeci de linii spectrale de molecule de vapori de apă. Multe dintre aceste linii s-au dovedit a fi linii de radiație produse în timpul tranziției între stările foarte excitate ale acestor molecule. Dacă - ceea ce este destul de firesc să presupunem - această excitație este de natură termică, atunci temperatura vaporilor de apă din atmosfera stelei IRC +10216 ajunge la 1.000 K. Astfel de vapori pot fi găsiți doar în adâncurile atmosferei stelare. , unde este aproape imposibil ca cometele să pătrundă . Potrivit autorilor articolului [7] , materia primă de oxigen pentru formarea moleculelor de apă este furnizată prin disocierea unor oxizi prin cuante de radiații ultraviolete - în principal monoxidul izotopului greu de carbon 13 CO și monoxidul de siliciu SiO (carbon cu o greutate atomică de 12 este greu de fotodisociat ). Atomii de oxigen eliberați intră în reacțiile O + H 2 → OH + H și OH + H 2 → H 2 O + H, care duc la nașterea moleculelor de apă. Astfel de reacții se desfășoară într-un ritm vizibil numai la temperaturi mult mai mari de 300 K, adică numai în straturile profunde ale atmosferei stelare. Calculele efectuate indică faptul că astfel de procese explică intensitatea observată a liniilor spectrale de vapori de apă caldă [7] .

Cu toate acestea, această ipoteză ridică problema sursei radiațiilor ultraviolete. Potrivit autorilor lui [7] , este furnizat de spațiul interstelar . Și deși atmosfera stelară absoarbe puternic radiațiile ultraviolete, împiedicând-o să pătrundă în zonele sale interioare, oamenii de știință sugerează că atmosfera în sine este foarte neomogenă, iar regiuni cu densitate redusă apar în mod regulat în ea (cel mai probabil din cauza pulsațiilor), mai mult sau mai puțin deschise la radiații ultraviolete. Calculele lor arată că nu există atât de mulți vapori fierbinți în atmosfera unei stele - de ordinul zecimii de procent din masa Pământului [5] .

Note

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 CW Leonis . Jumk.de Webprojekte & Publicationen . Arhivat din original pe 8 iulie 2012.  (nedefinit) (Engleză)
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. - Vol. 156, Iss. 1. - P. 15. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/1538-3881/AAC491 - arXiv:1805.05428
3. ↑ 1 2 V* CW Leu -- Steaua Variabilă de tip Mira Cet . SIMBAD . Centre de Données astronomiques din Strasbourg . Arhivat din original pe 8 iulie 2012.  (nedefinit) (Engleză)
4. ↑ Sozzetti A., Smart RL, Drimmel R., Giacobbe P., Lattanzi MG Evidence for orbital motion of CW Leonis from ground-based astrometry  // Mon. Nu. R. Astron. soc. / D. Floare - OUP , 2017. - Vol. 471.—P. 1–5. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRASL/SLX082 - arXiv:1706.04391
5. ↑ 1 2 3 4 Alexey Levin. Vaporii de apă din atmosfera unei stele de carbon sunt produși de lumina ultravioletă . elementy.ru Arhivat din original pe 8 iulie 2012. (nedefinit)
6. ↑ Apă găsită în jurul uneia dintre stelele din apropiere ale lui CW Leonis . AKD pe astronet.ru . Astronet . Data accesului: 27 decembrie 2010. Arhivat din original pe 12 martie 2012. (nedefinit)
7. ↑ 1 2 3 Rețetă pentru apă: doar adăugați Starlight . ESA . Arhivat din original pe 8 iulie 2012. (nedefinit)

Link -uri

• N.T. Ashimbaeva. Detectarea vaporilor de apă fierbinte în învelișul unei stele de carbon . Astronet (8 septembrie 2010). (nedefinit)