Stea de tip spectral S: Diferență între versiuni
Typo Etichetă: Modificare sursă 2017 |
Completare Etichetă: Modificare sursă 2017 |
||
| Linia 2: | Linia 2: | ||
Concentrația în alte [[Specie chimică|specii chimice]] formate din [[Element chimic|elemente]] izvorâte din [[Proces s|procesul s]], precum sunt [[Oxid de ytriu (III)|oxidul de ytriu (III)]] Y<sub>2</sub>O<sub>3</sub> și [[technețiu]]l Tc este de asemenea crescută, indicând limpede prezența unui mecanism de [[captură neutronică]] printre [[elementele perioadei 5]] a [[Tabelul periodic al elementelor|tabelului periodic]] al [[Element chimic|elementelor chimice]]. Aceste stele pot să prezinte și linii ale [[Radical (chimie)|radicalului]] [[cianogen]] CN și a [[litiu]]lui Li. Cele mai multe sunt [[Stea variabilă|stele variabile]] cu perioadă lungă. |
Concentrația în alte [[Specie chimică|specii chimice]] formate din [[Element chimic|elemente]] izvorâte din [[Proces s|procesul s]], precum sunt [[Oxid de ytriu (III)|oxidul de ytriu (III)]] Y<sub>2</sub>O<sub>3</sub> și [[technețiu]]l Tc este de asemenea crescută, indicând limpede prezența unui mecanism de [[captură neutronică]] printre [[elementele perioadei 5]] a [[Tabelul periodic al elementelor|tabelului periodic]] al [[Element chimic|elementelor chimice]]. Aceste stele pot să prezinte și linii ale [[Radical (chimie)|radicalului]] [[cianogen]] CN și a [[litiu]]lui Li. Cele mai multe sunt [[Stea variabilă|stele variabile]] cu perioadă lungă. |
||
Se crede că majoritatea stelelor de tip S sunt o stare tranzitorie a transformării stelelor gigante obișnuite de tip spectral M al [[Ramura gigant asimptotică|ramurii gigant asimptotice]] (AGB, în engleză) în [[Stea de carbon|stele de carbon]] de tip C-N. Stelele AGB își extrag în general energia din [[Fuziune nucleară|fuziunea nucleară]] într-un strat de [[hidrogen]] care înconjoară un nucleu inert, dar „pulsațiile termice” pot duce uneori la predominarea unui strat de fuziune a [[heliu]]lui.<ref>{{en icon}} R. D. McClure, « ''[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1985JRASC..79..277M&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=4422f74cc711450 The carbon and related stars]'' », Royal Astronomical Society of Canada, Journal (ISSN 0035-872X), vol. 79, décembre 1985, p. 277-293 ; plus particulièrement [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1985JRASC..79..277M&db_key=AST&page_ind=7&plate_select=NO&data_type=GIF&type=SCREEN_GIF&classic=YES&high=4422f74cc711450 p. 284].</ref> |
|||
{{În lucru}} |
{{În lucru}} |
||
Versiunea de la 4 mai 2022 18:11
O stea de tip S este o varietate de stele gigante aflate într-un stadiu de evoluție târziu, asemănător cu tipul spectral K5-M, dar al cărui spectru prezintă, în afară de liniile oxidului de titan TiO pe care le prezintă de obicei stelele gigante de tip K și M, și liniile oxidului de zirconiu ZrO.[1]
Concentrația în alte specii chimice formate din elemente izvorâte din procesul s, precum sunt oxidul de ytriu (III) Y2O3 și technețiul Tc este de asemenea crescută, indicând limpede prezența unui mecanism de captură neutronică printre elementele perioadei 5 a tabelului periodic al elementelor chimice. Aceste stele pot să prezinte și linii ale radicalului cianogen CN și a litiului Li. Cele mai multe sunt stele variabile cu perioadă lungă.
Se crede că majoritatea stelelor de tip S sunt o stare tranzitorie a transformării stelelor gigante obișnuite de tip spectral M al ramurii gigant asimptotice (AGB, în engleză) în stele de carbon de tip C-N. Stelele AGB își extrag în general energia din fuziunea nucleară într-un strat de hidrogen care înconjoară un nucleu inert, dar „pulsațiile termice” pot duce uneori la predominarea unui strat de fuziune a heliului.[2]
 | Unul sau mai mulți editori lucrează în prezent la această pagină sau secțiune. Pentru a evita conflictele de editare și alte confuzii creatorul solicită ca, pentru o perioadă scurtă de timp, această pagină să nu fie editată inutil sau nominalizată pentru ștergere în această etapă incipientă de dezvoltare, chiar dacă există unele lacune de conținut. Dacă observați că nu au mai avut loc modificări de 10 zile puteți șterge această etichetă. |
Note
- ^ en Gerry A. Good, « Observing Variable Stars », p. 77, Springer, 2003, ISBN: 1852334983.
- ^ en R. D. McClure, « The carbon and related stars », Royal Astronomical Society of Canada, Journal (ISSN 0035-872X), vol. 79, décembre 1985, p. 277-293 ; plus particulièrement p. 284.
