CN yıldızı

Bu yazımızda dünya çapında milyonlarca insanın ilgisini çeken CN yıldızı konusunun büyüleyici dünyasını keşfedeceğiz. CN yıldızı yıllar boyunca çok sayıda çalışmanın ve araştırmanın konusu olmuştur ve modern toplum üzerindeki etkisi yadsınamaz. CN yıldızı, keşfinden bu yana sonsuz tartışmalara ve ihtilaflara yol açarak çeşitli bilgi alanlarına benzeri görülmemiş bir ilgi uyandırdı. Sonraki satırlarda CN yıldızı ile ilgili en alakalı ayrıntılara değinerek geçmişini, bugünkü etkisini ve sunduğu gelecek perspektiflerini inceleyeceğiz. Konuyla ilgili uzman olmanız ya da sadece meraklı olmanız fark etmez, bu makale size CN yıldızı hakkında zenginleştirici ve eksiksiz bir bakış sunacaktır.

CN yıldızı, kendi yıldız sınıfındaki diğer yıldızlara kıyasla spektrumunda alışılmadık derecede güçlü siyano radikal bantlarına sahip bir yıldız türüdür.[1] Siyano radikal, bir karbon atomu ve bir azot atomundan oluşan basit bir moleküldür ve yaklaşık 388,9 ve 421,6 nanometre dalga boylarında soğurum bantlarına sahiptir.[2] Bu yıldız grubu ilk olarak 1949 yılında J. J. Nassau ve W. W. Morgan tarafından bazı G ve K-tipi dev yıldızlarda fark edildi,[3] ardından 1952 yılında Nancy G. Roman tarafından 4.150 tane daha tanımlandı.[4] CN yıldızları, s-süreci elementlerinin eksikliğiyle baryum yıldızlarından ve CN çizgileri dışındaki özelliklerin genel zayıflığıyla diğer parlak yıldız tiplerinden ayırt edilebilir.[3]

CN bantlarının aşırı gücü, 0,5'lik artışlarla pozitif bir indeksle sınıflandırılır. Sıfır değeri normal bir yıldızı gösterir ve yıldız sınıflandırmasında listelenmez, zirve değeri 4 ise esasen bir karbon yıldızına benzer. MK sisteminde CN eki ile sınıflandırılan yıldızlar "güçlü" CN yıldızları olarak kabul edilir. Dolayısıyla, 42 Librae, K3-III CN2 sınıfına sahip güçlü bir CN yıldızıdır. 0,5'lik bir değer ayrıca marjinal bir CN yıldızı olarak adlandırılır ve Hyades kümesindeki tipik dev yıldızlara karşılık gelir.[5]

Kaynakça

  1. ^ Keenan, P. C.; Heck, A. (Temmuz 1994). "SMR stars, strong-CN stars, and R stars". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. Cilt 29. ss. 103-110. Bibcode:1994RMxAA..29..103K. 
  2. ^ Schmitt, John L. (3 Haziran 1970). "Stars with Strong Cyanogen Absorption". Astrophysical Journal. Cilt 163. s. 75. Bibcode:1971ApJ...163...75S. doi:10.1086/150747. 
  3. ^ a b Keenan, Philip C. (Ağustos 1987). "Spectral types and their uses". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Cilt 99. ss. 713-723. Bibcode:1987PASP...99..713K. doi:10.1086/132036. 
  4. ^ Roman, Nancy G. (1 Mart 1952). "The Spectra of the Bright Stars of Types F5-K5". Astrophysical Journal. Cilt 116. s. 122. Bibcode:1952ApJ...116..122R. doi:10.1086/145598. 
  5. ^ Keenan, Philip C.; ve diğerleri. (Temmuz 1987). "Recognition and classification of strong-CN giants". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Cilt 99. ss. 629-636. Bibcode:1987PASP...99..629K. doi:10.1086/132025.