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

CEMP 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

CEMP 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

^ ^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 . 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 . doi:10.1051/0004-6361/201220007.

[Crk-1] ^ ^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-2] 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 . Bibcode:2014ApJ...788..180C. doi:10.1088/0004-637X/788/2/180.

[Abate-3] 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 . doi:10.1051/0004-6361/201220007.

[1]

[2]

[3]