Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

Spektralatlas für Astroamateure 94
Diese Klassifikation kann noch mit folgenden Indizes ergänzt werden [107], [2]:
Index Spezifikation
C2 - Index Intensität der molekularen C2 Swan Bänder. Skala 1 – 5
CH - Index Intensität der molekularen CH–Absorption. Skala 1 – 6.
MS - Index Intensität der Merril Sanford Bands (SiC2), Skala 1 – 5
J - Index Intensitätsverhältnis der C2 Molekular Absorptionen mit den Isotopen 12C13C und 12C12C, Skala 1 – 5.
Elemente In einzelnen Fällen werden für starke Lithium- und Natriumlinien Indexwerte
angegeben.
In der vorgestellten Systematik nicht enthalten ist die noch weitgehend unverstandene
Klasse dC der Kohlenstoff Zwergsterne auf der Hauptreihe (carbon dwarfs).
22.5 Stellung dieser Subklassen in der Evolution der Kohlenstoffsterne
Aktuelle, professionelle Publikationen, vermitteln ein eher diffuses Bild über die Bedeutung
dieser Subklassen innerhalb der Evolution der Kohlenstoffsterne. Viele Details, so z.B. über
die „Dredge up“ Prozesse, scheinen noch weitgehend unklar zu sein. Zudem soll die theoretische
Modellierung von „Kohlenstoffatmosphären“ (⁄ > 1)
Schwierigkeiten bereiten.
Analog zur S-Klasse werden auch Kohlenstoffsterne auf dem AGB als „intrinsisch“ bezeichnet.
Wahrscheinlich bilden die Subklasse C–N, sowie die späten C–R Vertreter, die letzte
Entwicklungsstufe der AGB Sequenz. Diese Teilgruppen verhalten sich wie M-Riesen und
zeigen sehr ähnliche Spektren. Dazu passt auch, dass sie als sog. „Low Mass Objects“ ≤ 3
Sonnenmassen haben, veränderlich sind und typischerweise einen Massenverlust zeigen.
Frühe C–R Vertreter hingegen zeigen weder eine Variabilität noch einen signifikanten Massenverlust.
Sie scheinen keine AGB Sterne zu sein und verhalten sich wie Riesen der Spektralklasse
K. Diskutiert wird das Szenario eines im Kern Helium fusionierenden Sterns auf
dem Horizontalen Ast (HB). Es bleibt dabei jedoch rätselhaft, durch welche Vorgänge der im
Kern entstehende Kohlenstoff an die Oberfläche befördert werden soll. Diskutiert wird sogar
die Hypothese von ehemaligen Doppelsternsystemen, deren Massen zu einem einzigen
Stern fusioniert sind.
Die Position der C–J Klasse auf dem AGB ist unklar. Es wird diskutiert, dass sie als „Low
Mass Objects“ eine Weiterentwicklung der C–R Klasse auf dem AGB darstellen könnte.
Die C–H Klasse scheint „extrinsisch“ zu sein. Die meisten Vertreter stehen auf dem Horizontalen
Ast (HB) und sind dominierende Komponenten eines engen Doppelsterns. Dies
legt ein Massentransfer-Szenario nahe, analog zur extrinsischen S–Klasse.
22.6 Merrill Sanford Bands (MS)
Schon anfangs des 20. Jahrhunderts fielen in Spektren bestimmter Kohlenstoffsterne im
Bereich λλ 4640 – 5200 intensive Absorptionen auf, welche lange Zeit nicht gedeutet werden
konnten. Die intensivsten Bandheads liegen bei λλ 4977, 4909, 4867, 4640 und
4581. Benannt sind diese Banden nach den beiden Entdeckern, welche sie 1926 zuerst
beschrieben hatten. Erst 1956 gelang Kleman mit Laborspektren der Nachweis, dass es
sich hier um Siliziumkarbid SiC2 handelt. Dazu erhitzte er Silizium in einer Graphit Röhre auf
2500 K.
P. J. Sarre et al. haben auch gezeigt [109], dass die MS Bänder in kühleren Schichten der
Sternatmosphäre, weit ausserhalb der Photosphäre, entstehen müssen. MS Bands treten
am häufigsten bei der gesamten C–J- und den frühen C–N Klassen auf.