S형 별

S-type star
물푸레자리 W는 S형 별이자 미라 변광성으로 허블우주망원경으로 가까운 동반성을 갖고 있다.

S형 별(또는 그냥 S형 별)은 대기 중에 탄소와 산소의 양이 거의 같은 차가운 거성이다.이 등급은 1922년 Paul Merrill에 의해 특이한 흡수선과 현재 s-과정 원소로 알려진 분자 띠를 가진 별에 대해 처음 정의되었습니다.일산화 지르코늄(ZrO) 띠는 S별의 특징입니다.

탄소별은 대기 중에 산소보다 더 많은 탄소를 가지고 있다.M급 거성과 같은 대부분의 별에서는 대기의 산소가 탄소보다 풍부하고 산소가 풍부한 별이라고 불립니다.S형 별은 탄소별과 일반 거성의 중간입니다.이들은 두 가지 등급으로 분류될 수 있다. 즉, 표면으로의 핵융합 생성물과 S-과정 요소의 대류 때문에 스펙트럼이 형성되는 고유 S 별과 쌍성계에서 질량 전달을 통해 형성되는 외인성 S 별이다.

고유의 S형 별들은 점근거성 가지에서 가장 밝은 부분에 있는데, 이는 그들의 일생 중 백만 년 미만이 지속되는 단계이다.대부분은 장주기 변광성이다.외인성 S별은 덜 밝으며 수명이 더 길며, 종종 더 작은 진폭 반규칙적 또는 불규칙한 변광성입니다.S별은 상대적으로 드물며, 고유 S별은 비슷한 밝기의 점근거성 가지별 중 10% 미만을 형성하고, 외인성 S별은 모든 적색거성 중 훨씬 적은 비율을 형성한다.

스펙트럼 특징

차가운 별들, 특히 M 등급은 티타늄과 함께 분자 띠를 나타낸다.II) 산화물(TiO)이 특히 강하다.이 차가운 별들 중 일부도 그에 상응하는 강한 산화 지르코늄(ZrO) 띠를 보입니다.시각 스펙트럼에서 명확하게 검출할 수 있는 ZrO 대역의 존재는 [1]S형 별의 정의이다.

주요 ZrO 시리즈는 다음과 같습니다.[1]

  • 464.06nm, 462.61nm 및 461.98nm의 청색 계열
  • 555.17 nm 및 571.81 nm에서 노란색인 β 시리즈
  • 시리즈, 647.4nm, 634.5nm 및 622.9nm의[2] 적자로 표시됨

S별의 원래 정의는 ZrO 대역이 저분산 사진 스펙트럼 판에서 쉽게 검출되어야 한다는 것이었다. 그러나 보다 현대적인 스펙트럼을 통해 ZrO가 훨씬 약한 많은 별들을 식별할 수 있다.정상 등급 M 별과 중간 등급인 MS 별은 거의 감지되지 않는 ZrO를 가지지만 그렇지 않으면 정상 등급 M 스펙트럼을 가진다.탄소별과 중간인 SC별은 ZrO가 약하거나 검출할 수 없지만 강한 나트륨 D 선과 검출할 수 있지만2 약한 C [3]띠를 가지고 있습니다.

S 별 스펙트럼은 또한 정상 M 등급 거성의 스펙트럼과 다른 차이를 보여준다.차가운 거성의 특징적인 TiO 대역은 비슷한 온도의 M개 별에 비해 대부분의 S 별에서 약해지고 일부 별에서는 완전히 사라집니다.YO band, SrI line, Ba 등 s-process 동위원소 관련 특징II 라인, LaO 밴드 및 나트륨 D 라인 모두 훨씬 강력합니다.그러나 VO 대역이 없거나 매우 [4]약합니다.5주기 원소 테크네튬(Tc)의 스펙트럼 라인의 존재도 s-과정 중성자 포획의 결과로 예상되지만, S 별의 상당 부분은 Tc의 징후를 보이지 않는다.강한 Tc 선이 있는 별은 테크네튬 별이라고도 하며, M, S, C 또는 중간 MS [5]및 SC일 수 있습니다.

일부 S 별들, 특히 미라 변광성은 강한 수소 방출선을 보인다.H 방출은 보통β M 별에서 발머 계열의 다른 계열에 비해 종종 비정상적으로 강하지만, 그렇지 않으면 H [1]방출을β 희석시킬 수 있는 TiO 대역의 약점 때문이다.

분류 체계.

스펙트럼 등급 S는 1922년 다수의 장주기 변수(미라 변수)와 유사한 특이 스펙트럼을 가진 별을 나타내기 위해 처음 정의되었다.스펙트럼의 흡수 라인의 대부분은 비정상적인 것으로 인식되었지만 관련 요소는 알려지지 않았다.ZrO로 인해 현재 인식되는 흡수 대역은 S형 스펙트럼의 주요 특징으로 명확하게 나열되어 있다.당시 클래스 M은 수치 서브클래스가 아니라 Ma, Mb, Mc 및 Md로 분할되었습니다.새로운 클래스 S는 단순히 방출 라인의 유무에 따라 S 또는 Se로 남겨졌다.Se별은 모두 LPV이고 S별은 [6]변광성이 없는 것으로 여겨졌지만, 이후 예외가 발견되었습니다.예를 들어, 이제 δ1 Gruis는 반규칙 [7]변수로 알려져 있습니다.

S별의 분류는 사용 가능한 스펙트럼 분해능의 발전, 더 많은 수의 S형 별의 발견, 다양한 차가운 발광 거성 스펙트럼 유형 간의 관계에 대한 이해를 반영하기 위해 처음 도입된 이후 여러 번 수정되었다.

콤마 표기법

1954년 S성 분류가 공식화되면서 SX,Y 형태의 2차원 방식이 도입되었다.예를 들어, 안드로메다자리 R은 S6,[1]6e로 나열됩니다.

X는 온도 클래스입니다.이는 1(실제로 나열된 가장 작은 유형은 S1.5이지만)과 9 사이의 숫자로, M1에서 M9까지의 시퀀스에 거의 해당하는 온도 척도를 나타냅니다.온도 등급은 실제로 ZrO 및 TiO 대역의 강도를 추정하여 더 큰 강도를 [1]더 작은 강도의 절반으로 합산하여 계산됩니다.

Y는 풍요도 클래스입니다.또한 ZrO와 TiO 대역의 비율에 온도 클래스를 곱하여 할당되는 1과 9 사이의 숫자이기도 합니다.이 계산에서는 일반적으로 반올림하여 풍성 클래스 자릿수를 얻을 수 있지만,[1] 이 값은 더 높은 값으로 수정됩니다.

  • 6.0~7.5를 6에 매핑
  • 7.6~9.9를 7에 매핑
  • 10.0~50은 8에 매핑
  • > 50의 맵을 9로

실제로는 강도 값이 주관적이고 다른 조건에서 취해진 스펙트럼에서 재현이 불가능하기 때문에 새로운 [1]별에 대한 스펙트럼 유형을 표준별을 참조하여 할당한다.

S별을 더 면밀히 연구하여 스펙트럼 뒤에 있는 메커니즘을 이해함에 따라 많은 단점이 밝혀졌다.ZrO와 TiO의 강도는 온도와 실제 함량에 의해 모두 영향을 받습니다.S별은 탄소보다 약간 더 많은 산소를 가진 것부터 산소보다 약간 더 많은 탄소에 이르는 연속체를 나타냅니다.탄소가 산소보다 풍부해지면, 활성 산소는 CO에 빠르게 결합되고 ZrO와 TiO의 풍부성은 급격히 감소하여 일부 별에서는 나쁜 지표가 됩니다.또한 대기 [8]중 산소보다 탄소가 많은 별들은 풍성 등급을 사용할 수 없게 된다.

이러한 스펙트럼 유형은 S 별에서 볼 수 있는 일반적인 유형이며, 아마도 여전히 가장 일반적인 [9]형태일 것이다.

초강력

S 항성에 대한 분류의 첫 번째 주요 수정은 Zr과 [10]Ti에 대한 명시적 풍부성 강도를 위해 한 자리 수의 풍부성 등급을 완전히 포기한다.따라서 R And는 S5e Zr5 Ti2의 스펙트럼 [9]타입으로 표준 최대값으로 나열되어 있습니다.

1979년 Ake는 ZrO, TiO 및 YO 대역 강도에 기초한 풍성 지수를 정의했다.1에서 7 사이의 이 한 자리 숫자는 C/O 비율을 증가시켜 MS 별에서 SC 별로의 전환을 나타내기 위한 것입니다.스펙트럼 유형은 여전히 명시적인 Zr과 Ti 강도 값과 함께 나열되었으며, 풍성 지수는 표준 [8]별 목록에 별도로 포함되었다.

유무지수 기준 및 추정 C/O[8] 비율
풍족도 지수 기준 C/O비
1 TiO z ZrO 및 YO
0 미만 .90
2 TiO z ZrO 2 2×YO
0 .90
3 2×YO z ZrO ti TiO
0 .93
4 ZrO 2 2 × YO > TiO
0 .95
5 ZrO 2 2 × YO, TiO = 0
> 0 .95
6 ZrO 약, YO 및 TiO = 0
~ 1
7 CS별과 카본별
> 1

슬래시 표기법

이 농도지수는 즉시 채택되었고 SC별의 농도를 구별하면서 1에서 10까지 확장되었다.현재는 Zr과 Ti의 풍부함을 분리하기 위해 스펙트럼 유형의 일부로 인용되었다.초기 폐기농도 등급과 구별하기 위해 온도 등급 뒤에 슬래시 문자를 사용하여 R And에 대한 스펙트럼 등급이 S5/4.[3]5e가 되었다.

새로운 풍성지수는 직접 계산되지 않지만 여러 스펙트럼 특징의 상대적 강도에서 할당된다.이는 0.95 미만에서 약 1.1까지의 C/O 비율의 순서를 면밀히 나타내도록 설계되었다. 주로 ZrO 및 TiO 대역의 상대적 강도는 MS 별에서 풍성 지수 1~6까지의 시퀀스를 형성한다. 풍성 지수 7 ~ 10은 SC 별이며 ZRO는 약하거나 없기 때문에 D 및s C 대역의 상대 강도를 사용한다.농도 지수 0은 사용하지 않고, 농도 지수 10은 탄소성 Cx,2에 상당하기 때문에 이 역시 볼 [4]수 없다.

유무지수 기준 및 추정 C/O[4] 비율
풍족도 지수 기준 C/O비
씨 가장 강한 YO 및 ZrO 대역이 표시됨
1 TiO z ZrO 및 YO
0 미만 .95
2 TiO > ZrO
0 .95:
3 ZrO = TiO, 강한 YO
0 .96
4 ZrO > TiO
0 .97
5 ZrO ti TiO
0 .97
6 ZrO 강, TiO = 0
0 .98
7 (SC) ZrO는 약하고 D라인은 강함
0 .99
8 (SC) ZrO 또는2 C, D 라인이 매우 강력하지 않음
1 .00
9 (SC) C는2 매우 약하고 D선은 매우 강하다.
1 .02
10(SC) C2, D선을 강하게 만든다.
1 .1:

온도가 클래스의 유래는 또한 전체 ZrO과 TiO 힘 외에도 라인 비율을 사용할 정제한다.MS별과 그 빈도 지수 1또는 2, M스타들과 동일한 TiO 밴드 강도 기준 적용할 수 있는 거리와.다른 ZrO 밴드 530.5 nm와 555.1 nm에서 Ratios 풍부 지수 3,4, 그리고 유용하다 LaO 밴드의 차가운 온도에 갑작스런 외모.바의 비율은2세와 SrI 문양 또한 같은 지수에 빈도 지수 7~9과carbon-rich 스타들에 대한 유용하다.어디 ZrO과 TiO이나 존재하지 않고 섞이는 형상의 비율 645.6 nm에서 645.0 nm은 온도 클래스를 부여하는데 사용될 수 있는 약하다.[4]

아스타리스크 표기법

다른 분류 방식과 MS, S,과 SC별들의 전체 범위에 걸쳐 일관된 클래스를 지정하는 어려움으로, 다른 계획 가끔씩 사용됩니다.예를 들어, 새로운 S/MS, 탄소, SC별들이 한 조사에 예 S5*3 2차원 계획 별표 표시된다.첫번째 자릿수 TiO 힘에 클래스 M시퀀스에 가깝다에 갔고, 두번째 ZrO 힘에만 기반한 기반을 두고 있다.[2]

표준별

이 표는 여러 시기에 분류된 다수의 잘 알려진 S별의 스펙트럼 유형을 보여준다.대부분의 별들은 변광성이며, 보통 미라형입니다.가능한 경우 이 표에는 최대 밝기 유형이 나와 있지만 특히 Ake 유형 중 일부는 최대 밝기가 아니기 때문에 더 늦은 유형이 있습니다.ZrO 및 TiO 대역 강도는 게시된 경우에도 표시됩니다(x는 대역이 발견되지 않았음을 나타냅니다).함량이 형식 스펙트럼 유형의 일부인 경우, 함량 지수가 표시된다.

다른 분류 체계에 따른 스펙트럼 유형 비교
별 키난
(표준)[1] 		키넌 등
(표준)[11] 		아케
(표준)[8] 		키난보에샤르
(1980년)[4]
안드로메다자리 R S6,6e: Zr4 Ti3 S4,6e S8e Zr6 4 S5/4.5e Zr5 Ti2
안드로메다자리 X S3,9e Zr3 Ti0 S2,9e: S5.5e Zr4 5 S5/4.5e Zr2.5 Tix
안드로메다자리 RR S7,2e: Zr2 Ti6.5 S6,2e: S6.5e Zr3 Ti6 2 S6/3.5e Zr4+Ti4
물떼새 S4,9: Zr4 Ti0 S3,9e: S6/6e Zr6 Ti0
카멜로파르다리스 S5, 3 Zr2.5 Ti4 S3.5 Zr 2.5 Ti3 2 S3.5/2 Zr2+Ti3
BH 크루시스 SC8, 6:[12] SC4.5/8-e Zr0 Tix Na10:
치백니 S7,1e: Zr0-2 Ti7 S7,2e S9.5 Zr3 Ti9 1 S6+/1e = Ms6+ Zr2 Ti6
R 시그니 S3.5,9e: Zr3.5 Ti0 S3,9e S8e Zr7 Ti3: 4 S5/6e Zr4 Tix
제미노룸 S3,9e: Zr3 Ti0 S3,9e S8e Zr5 5 S4/6e Zr3.5 Tix

형성

S형 별에는 고유 S 별과 외인성 S 별 두 종류가 있습니다.테크네튬의 존재는 두 개의 분류를 구별하는 데 사용되며, 오직 고유의 S형 별에서만 발견된다.

고유 S 별

2로서 뛰어난 특성M☉ 태양-금속성 적색 거성은 TP-AGB를 따라 S별과 탄소별이[13] 되기 위해 진화한다.

고유 S형 별은 열 펄스의 점근거성가지(TP-AGB) 별이다.AGB별은 비활성 탄소-산소 핵을 가지고 있으며 내부 헬륨 껍질과 외부 수소 껍질 모두에서 융합을 겪습니다.그들은 크고 멋진 M클래스 거인들이에요.헬륨 껍질에서 섬광으로 생성된 열 펄스는 별의 윗층 내에서 강한 대류를 일으킵니다.이 펄스는 별이 진화함에 따라 강해지고 충분히 질량이 큰 별에서는 대류가 깊어져 두 껍질 사이의 영역에서 표면으로 핵융합 생성물을 준설할 수 있습니다.이러한 핵융합 제품에는 탄소 [14]및 S-공정 요소가 포함됩니다.s-공정 원소는 지르코늄(Zr), 이트륨(Y), 란타늄(La), 테크네튬(Tc), 바륨(Ba), 스트론튬(Sr) 등이며, ZrO, YO, LaO 대역과 함께 특징적인 S급 스펙트럼을 형성한다.S별의 대기 중 탄소 대 산소 비율은 0.5 ~ < [15]1이다. 탄소 농도는 이후 열 펄스로 지속되며 탄소 농도가 산소 농도를 초과할 때까지 지속되며, 이때 대기 중의 산소가 CO에 빠르게 갇혀 산화물의 형성이 감소한다.이 별들은 중간 SC 스펙트럼을 보여주며, 추가적인 탄소 농축은 [16]탄소별을 이끈다.

외인성 S별

중성자 포획 과정에서 생성되는 테크네튬 동위원소는 Tc이며 항성 대기에서 약 200,000년의 반감기를 가진다.별이 형성될 때 존재하는 동위원소는 거성이 되었을 때 완전히 부패했을 것이고, AGB 별에서 새로 생성된 Tc는 AGB 단계가 끝날 때까지 생존할 것이며, 따라서 적색 거성은 테크네튬 없이 대기 중에 다른 s-과정 원소를 가지고 있기 어려울 것이다.테크네튬이 없는 S형 별은 테크네튬이 풍부한 물질과 다른 준설된 원소가 쌍성계의 고유 S형 별에서 진화가 덜 된 작은 동반성으로 이동함으로써 형성됩니다.수십만 년 후, Tc는 부패하고 탄소와 다른 S-과정 원소로 농축된 테크네튬이 없는 별은 남아있을 것입니다.이 별이 G형 또는 K형 적색 거성이 되면 바륨 별로 분류됩니다.스펙트럼에서 ZrO 흡수 대역이 보일 정도로 차가운 온도로 진화하면 약 M등급으로 분류된다.이 별들은 외인성 S [16][17]별이라고 불립니다.

분포 및 수

스펙트럼 등급 S의 별은 좁은 조건에서만 형성되며 흔치 않다.내적 S 별과 외적 S 별의 분포와 특성은 서로 다르며, 이는 다른 생성 모드를 반영합니다.

TP-AGB 별은 대규모 조사에서는 확실하게 식별하기 어렵지만, 일반 M형 발광 AGB 별과 유사한 S형 및 탄소별의 수는 은하에서 서로 다른 분포를 보였습니다.S별은 탄소별과 비슷한 방식으로 분포되어 있지만, 탄소별의 3분의 1 정도밖에 되지 않습니다.두 가지 유형의 탄소가 풍부한 별은 은하 중심 부근에서 매우 드물지만, 태양 주변의 모든 발광 AGB 별의 10-20%를 차지하기 때문에 S 별은 AGB 별의 약 5%를 차지합니다.탄소가 풍부한 별들은 또한 은하 평면에 더 가깝게 집중되어 있다.S형 별은 미라형 변광성의 수가 불균형을 이루는데, 한 조사에서 7%가 AGB형 [18]변광성의 3%에 비해 많습니다.

외인성 S 별은 TP-AGB에 없지만 적색 거성 가지별 또는 초기 AGB 별입니다.그들의 숫자와 분포는 불확실하다.이들은 모든 S형 별의 30~70%를 차지할 것으로 추정되어 왔지만, 적색 거성 가지별의 극히 일부에 불과하다.이들은 은하 원반에 덜 강하게 집중되어 있는데, 이는 이들이 본래의 [16]별 집단보다 나이가 더 많은 별 집단에서 왔다는 것을 나타냅니다.

특성.

미라 주기-질량 관계 또는 맥동 특성을 사용하여 질량을 추정했지만 쌍성 궤도를 사용하여 질량을 직접 측정한 고유 S 별은 거의 없습니다.관측된 질량은 약 1.5 – 5인 것으로 확인되었다.M☉[16] 매우 최근까지 가이아 시차가 태양과 같은 질량과 [15]금속성을 가진 본질적인 S별을 발견하는 데 도움을 주었다.TP-AGB 진화 모델은 껍데기가 지표면을 향해 이동함에 따라 세 번째 준설량이 커지고, 질량이 적은 별들은 AGB를 떠나기 전에 준설량을 더 적게 경험한다는 것을 보여준다.질량이 1.5 ~ 2.0인 별M☉ 탄소별이 되기 위한 충분한 준설 과정을 거치겠지만, 큰 사건일 것이고 별은 보통 S형 별이 되지 않고 중요한 C/O 비율인 1을 바로 지나쳐 버립니다.더 무거운 별들은 여러 개의 작은 준설 과정에서 점차 같은 수준의 탄소와 산소에 도달한다.약 4개 이상의 별M☉ 뜨거운 바닥 연소(대류성 외피의 바닥에서 탄소가 연소)를 경험하여 탄소별이 되는 것을 방지하지만 산소가 풍부한 [19]상태로 돌아가기 전에 S형 별이 될 수 있습니다.외인성 S별은 항상 쌍성계이며 계산된 질량은 약 1.6~2.0입니다.M이는 RGB별 또는 초기 AGB별과 [17]일치합니다☉.

고유 S별의 광도는 약 5,000 ~ 10,000입니다.L단, 일반적으로는 [16]가변적입니다☉.[20][21]이들의 온도는 미라 S 별의 경우 평균 약 2,300 K, 미라 S가 아닌 별의 경우 3,100 K로 산소가 풍부한 AGB 별보다 수백 K, 탄소 별보다 수백 K 더 낮습니다.평균 반지름은 약 526이고R☉ 미라와 270을 위해R☉ 산소가 풍부한 별보다 크고 탄소 [22]별보다 작은 비미라의 경우.외인성 S별은 일반적으로 약 2,000개의 광도를 가집니다.L☉, 온도 3,150 ~ 4,000 K, 반지름 150 미만R즉, 적색 거성 끝 아래에 있으며 일반적으로 [23]AGB별이 아닌 RGB별입니다☉.

질량 손실 및 먼지

외인성 S별은 산소가 풍부한 TP-AGB별과 탄소별처럼 항성풍을 통해 상당한 질량을 잃습니다.일반적으로 이 비율은 연간 태양 질량의 약 1,000,000분의 1이지만, W Aquilae와 같은 극단적인 경우에는 10배 이상 [20]높아질 수 있습니다.

먼지의 존재가 차가운 별의 질량 손실을 주도할 것으로 예상되지만 대부분의 탄소와 산소가 CO 가스에 갇혀 있는 S별의 대기에서 어떤 종류의 먼지가 형성될 수 있을지는 불분명합니다.S별의 항성풍은 비슷한 물리적 특성을 가진 산소가 풍부하고 탄소가 풍부한 별과 비슷합니다.S별 주변의 별 주변 물질에서 관측된 먼지보다 약 300배 많은 가스가 있습니다.그것은 금속 철, FeSi, 탄화규소, 그리고 포르스테라이트로 구성되어 있는 것으로 여겨진다.규산염과 탄소가 없으면 TiC, ZrC, TiO에2 [21]의해 핵생성이 유발되는 것으로 생각된다.

분리된 먼지 껍질은 많은 탄소 별 주변에서 볼 수 있지만, S형 별에서는 볼 수 없습니다.적외선 초과는 대부분의 고유 S 별 주위에 먼지가 있다는 것을 의미하지만, 유출은 눈에 보이는 분리된 껍데기를 형성할 만큼 충분하고 오래 지속되지 않았습니다.조개껍질은 AGB [20]진화에서 매우 늦은 초풍 단계에서 형성되는 것으로 생각됩니다.

예

BD Camelopardalis는 외인성 S별의 육안 예시이다.이것은 공생 쌍성계에서 느린 불규칙 변수로, 뜨거운 동반성 또한 [24]변이할 수 있습니다.

미라 변광성 카이 백조는 고유 S 별입니다.최대 빛에 가까울 때, 그것은 하늘에서 가장 밝은 S형 [25]별입니다.S6에서 S10에 대한 가변 후기형 스펙트럼을 가지며, 지르코늄, 티타늄 및 바나듐 산화물의 특징을 가지며, 중간 MS 유형에 [4]근접하기도 한다.안드로메다자리 R과 백조자리 R과 같은 미라형 변광성도 S형 별이며, 특이하게 반규칙형 변광성 δ1 Gruis도 [25]있다.

맨눈의 별 ο1 Ori는 중간 MS 별이며 작은 진폭 반규칙형[7] 변광성으로 DA3 백색왜성과 [26]함께 있다.스펙트럼 유형은 S3.5/1-,[4] M3II(BaII)[27] 또는 M3.2로 지정되었다.IIIoS[7]

레퍼런스

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