CEMP yıldızı
Genellikle CEMP yıldızları olarak adlandırılan karbonca zengin metal fakiri yıldızlar (ing: Carbon-enhanced metal-poor stars) kimyasal tuhaf özelliklere sahip bir yıldız sınıfıdır. CEMP yıldızları, Güneş'e kıyasla karbonun demire oranının en az on kat daha fazla olduğu [C/Fe] > +1 ve ayrıca demirin Güneş'tekine kıyasla onda biri kadar düşük, yani [Fe/H] < -1 olması ile karakterize edilirler.
Bu yıldızlar ayrıca r-süreci veya s-süreci elementlerinin zenginleşmiş olup olmadığına göre kategorize edilirler. CEMP-no yıldızlarında ise herhangi zenginleşme yoktur. Bunlardan bazıları Samanyolu'nda oluşan ilk yıldızlardır. Diğerleri ise CEMP-r, CEMP-s veya CEMP-r/s olarak adlandırılır.[1][2] Metal fakiri yıldızların CEMP yıldızı olma olasılığı daha yüksektir ve [Fe/H] < -5,0 olduğunda tüm yıldızlar CEMP yıldızı haline gelir.[1]
Alt sınıflar
değiştirCEMP yıldızları aşağıdaki alt sınıflara ayrılmıştır:
- CEMP-r yıldızları [Eu/Fe] > +1 ve [Ba/Eu] < 0 oranlarına sahiptir.[1] Bu değer, bu yıldızlarda evropiyumun demire oranla Güneş'tekinden en az on kat daha fazla, baryumun evropiyuma oranının ise Güneş'tekinden daha az olduğunu gösterir.
- CEMP-s yıldızları [Ba/Fe] > +1 ve [Ba/Eu] > +0,5 oranlarına sahiptir.[1] CEMP yıldızlarının %80'i bu kategoriye girer. Bu, baryumun demire oranının Güneş'tekinden en az on kat fazla ve baryumun evropiyuma oranının da Güneş'tekinden belirgin şekilde yüksek olduğunu gösterir.
- CEMP-r/s yıldızlarında [Ba/Eu] oranı 0 ile +0,5 arasındadır, yani CEMP-s yıldızları seviyesinin altındadır.[1] Bu yıldızlar, hem r-süreci hem de s-süreci elementleri açısından zenginleşme gösterirler, fakat s-süreci zenginleşmesi CEMP-s yıldızları kadar belirgin değildir.
- CEMP-no yıldızları [Ba/Fe] < 0 oranına sahiptir.[1] CEMP yıldızlarının yaklaşık %20'si bu kategoriye girer. Bu yıldızlarda baryum/demir oranı Güneş'tekinden daha düşüktür, yani ölçülebilir bir baryum zenginleşmesi göstermezler.
Oluşumu
değiştirCEMP yıldızlarının oluşumu hakkında farklı hipotezler öne sürülmüştür:[3]
- Yüksek karbon oranı, CEMP yıldızının oluştuğu önceki yıldız nesillerinden gelen malzemeden kaynaklanıyor olabilir.
- Düşük kütle ve düşük metalliğe sahip yıldızlar, karbonun atmosferlerine taşınmasını sağlayan bilinmeyen bir karbon zenginleşme süreci geçirmiş olabilirler.
- İkili yıldız senaryosunda karbon, termal-zonklayan bir AGB yıldızından gelen rüzgar veya Roche lobu taşması yoluyla mevcut CEMP yıldızına aktarılmış olabilir. Bu mekanizma, Baryum yıldızları ve CH devlerinin oluşumunu açıklamak için de kullanılır.
Kaynakça
değiştir- ^ a b c d e f Catherine r. Kennedy (29 Mayıs 2014). "Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars in the Milky Way" (PDF). Canberra. 19 Ekim 2015 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Aralık 2016.
- ^ Carollo, Daniela; Freeman, Ken; Beers, Timothy; Placco, Vinicius; Tumlinson, Jason; Martell, Sarah (20 Haziran 2014). "Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars: CEMP-s and CEMP-no Sub-Classes in the Halo System of the Milky Way". The Astrophysical Journal. 788 (2). s. 180. arXiv:1401.0574 $2. Bibcode:2014ApJ...788..180C. doi:10.1088/0004-637X/788/2/180.
- ^ C. Abate; O. R. Pols; R. G. Izzart; S. S. Mohamed; S. E. de Mink (Nisan 2013). "Wind Roche-lobe overflow: Application to carbon-enhanced metal-poor stars". Astronomy & Astrophysics. Cilt 552. arXiv:1302.4441v1 $2. doi:10.1051/0004-6361/201220007.