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碳星是個啥？

1869年，人們發(fā)現(xiàn)了第一顆碳星G77-61。與普通恒星不同，它們的大氣中，碳比氧多。碳星大氣中，碳與氧結(jié)合形成一氧化碳CO，多余的碳則形成C2，CN和CH等化合物。因此，與其它恒星相比，碳星光譜具有非常明顯的特征，即有很強的C2，CN和CH等分子帶。

圖1. 想象的碳星圖像（圖源：網(wǎng)絡(luò)）

在G77-61這顆星發(fā)現(xiàn)之前，人們一直認(rèn)為碳星是處于漸近巨星支（AGB）階段的恒星，它們大氣中的碳，通過AGB階段的第三次挖掘過程從恒星內(nèi)部被“挖掘”到大氣中。這種解釋被稱作傳統(tǒng)的碳星產(chǎn)生機制，通過這種機制產(chǎn)生的碳星被稱為“內(nèi)因碳星”。

1986年，迪爾伯恩等人發(fā)現(xiàn)G77-61其實是一顆雙星，它有一顆冷的光學(xué)不可見的白矮星伴星。天文學(xué)家認(rèn)為G77-61大氣中的碳，是從它的白矮星伴星吸積過來的，當(dāng)時伴星還處于熱脈沖（TP-AGB）階段。這種雙星理論被稱為是非傳統(tǒng)的碳星產(chǎn)生機制，通過這種機制產(chǎn)生的碳星被稱為“外因碳星”。

碳星家族

1993年，基南提出了摩根-基南（MK）分類系統(tǒng)，他根據(jù)光譜特征將碳星分為7類，這種分類方法在后續(xù)的中/低分辨光譜的分類中得到了廣泛的應(yīng)用。1996年，伯恩鮑姆等人改進了MK分類系統(tǒng)，將碳星分為C-H、C-R、C-J、C-N和Ba星五種。

C-H星被認(rèn)為是溫度較高的光譜型從G到K的普通巨星，它們是星族二恒星，年老且金屬元素含量低。通常來說，C-H星的運動速度較快，運動學(xué)性質(zhì)顯示它們位于銀河系暈中。利用視向速度巡天，人們發(fā)現(xiàn)C-H是雙星，它們有一顆致密的白矮星伴星，質(zhì)量轉(zhuǎn)移是它們表面大氣碳增加的原因，因此C-H是“外因”碳星。在C-H星的光譜中，最顯著的特征是4340 ? 附近有很強的CH分子帶，如圖2上圖中紅色部分所示。

Ba星是比德爾曼和基南于1951年首次發(fā)現(xiàn)，它們是一類特殊的紅巨星，光譜型大致從G8到K2。在Ba星的光譜中，有很強的s-過程元素譜線，比如4554 ?和6496?的Ba II線以及4077 ?的Sr II線，如圖2的下圖紅色部分所示。

圖2. 郭守敬望遠(yuǎn)鏡LAMOST中發(fā)現(xiàn)的C-H星和Ba星（圖源：作者）

像Ba和Sr這種比Fe重的元素，是AGB階段恒星內(nèi)部通過慢中子俘獲過程（s-過程）產(chǎn)生的，而Ba星是還未演化到AGB階段的紅巨星，它們還無法產(chǎn)生這些重元素。

1980年， 麥克盧爾等人通過監(jiān)測視向速度變化，發(fā)現(xiàn)Ba星實際上也是雙星，它們大氣中的碳和重元素實際上是通過質(zhì)量傳遞從一個AGB伴星上吸積過來，因此與C-H星一樣，Ba星也是“外因”碳星。

除了少量早型C-H星，C-R星是最熱的碳星，它們的起源目前尚無定論。人們一直認(rèn)為C-R星是銀河系厚盤上的單星，但是它們比AGB階段恒星更低的光度和更高的有效溫度，使得它們大氣中富裕的碳不太可能是AGB階段第三次挖掘過程產(chǎn)生的。

后續(xù)的研究發(fā)現(xiàn)，C-R星可能曾經(jīng)是雙星，但是主星和伴星之間的距離使得它們無法演化到巨星和AGB階段就合并為一顆單星，合并過程中恒星內(nèi)部氦閃產(chǎn)生的碳被混合到恒星的表面。因此，與C-H和Ba星一樣，C-R星也是“外因”碳星。在C-R星的光譜中，最顯著特征是有很強的CaI（4226?）線，如圖3上圖中紅色部分所示。

到目前為止，C-N星的起源研究的最為清楚，它們是處于AGB演化階段的恒星，大氣中的碳是AGB階段第三次挖掘過程從恒星內(nèi)部“挖掘”到表面的。因此，C-N星是“內(nèi)因”碳星。在C-N星的光譜中，最大的特征是波長小于4400 ?時，流量很快衰減至消失，如圖3下圖紅色部分所示。

圖3. 郭守敬望遠(yuǎn)鏡LAMOST發(fā)現(xiàn)的C-R星和C-N星（圖源：作者）

C-J星這個名字是布依格1954年第一次提出的，與C-R類似，C-J星的確切演化階段和性質(zhì)尚不清楚。與AGB星不同，C-J星的大氣中并沒有表現(xiàn)出s-過程元素增加，因此它們很可能不是處于AGB演化階段的“內(nèi)因”碳星。

有研究顯示，C-J星和C-R星大氣中的碳可能產(chǎn)生于相同的機制，但目前尚未發(fā)現(xiàn)這兩類星之間的聯(lián)系，因此尚不能確定C-J星是否是冷卻和演化后的C-R星。在C-J星的光譜中，最大的特征是有強的碳同位素分子帶，如¹³C¹²C和¹³C¹⁴N，圖4中綠色部分展示了兩個碳同位素分子帶的位置。

圖4. 郭守敬望遠(yuǎn)鏡LAMOST發(fā)現(xiàn)的C-J星（圖源：作者）

未來可期

銀河系數(shù)以千億計的恒星中，碳星是非常稀少且重要的研究對象，它們可以用來研究元素核合成過程、銀河系化學(xué)演化過程以及確定星團或矮星系的距離等。

從上世紀(jì)70年代到2000年初，受光譜觀測能力所限，天文學(xué)家歷經(jīng)約30年才發(fā)現(xiàn)6000多顆碳星。那個年代，大規(guī)模光譜巡天尚未開展，短時間內(nèi)獲得大量光譜數(shù)據(jù)較為困難。不過，彼時人們可以同時對很多目標(biāo)進行“拍照”觀測（即測光觀測），測光數(shù)據(jù)量更大且相對更容易獲得。因此，人們首先使用“拍照”數(shù)據(jù)（即測光數(shù)據(jù)）初步篩選出碳星候選體，然后對它們進行后續(xù)光譜觀測以證認(rèn)碳星。

郭守敬望遠(yuǎn)鏡（LAMOST），坐落于燕山深處的承德市興隆縣，是我國天文學(xué)家自主研發(fā)的大規(guī)模光譜巡天望遠(yuǎn)鏡。它能夠同時觀測4000個目標(biāo)，是目前世界上光譜獲取率最高的望遠(yuǎn)鏡。到目前為止，LAMOST已獲得超過1000萬恒星的光譜數(shù)據(jù)。

圖5：位于河北省興隆縣的郭守敬望遠(yuǎn)鏡LAMOST（圖源：于海童）

國內(nèi)研究人員曾利用LAMOST四年的觀測數(shù)據(jù)發(fā)現(xiàn)約3000顆碳星，據(jù)此推算，使用LAMOST數(shù)據(jù)，8年左右就能完成前人30年才能完成的碳星搜尋工作，將碳星樣本積累的時間大約縮短至原來的四分之一，為后續(xù)深入的研究節(jié)約了時間，并大幅度推動相關(guān)領(lǐng)域的研究進展。

目前，大規(guī)模天體測量巡天（測量天體距離和位置等）和時域巡天（研究天體如何隨時間變化）都已展開，比如歐洲航天局的Gaia衛(wèi)星和美國國家航空局的TESS望遠(yuǎn)鏡。未來，LAMOST與這些巡天數(shù)據(jù)的結(jié)合，將幫助天文學(xué)家對碳星展開更全面而細(xì)致的研究，例如每種碳星的星族、運動學(xué)、光變性質(zhì)甚至起源等。

圖6. 歐洲航天局的蓋亞空間望遠(yuǎn)鏡（GAIA）（圖源：網(wǎng)絡(luò)）

與前輩天文學(xué)家相比，我們正身處天文觀測技術(shù)和設(shè)備快速發(fā)展的時代，同時也迎來了天文學(xué)蓬勃發(fā)展的歷史階段。值此重要時刻，筆者深感，吾輩唯有更加努力地工作，才能在歷史的潮流中蹚出屬于中國天文學(xué)發(fā)展的道路。

最后，感謝這個偉大的時代，也致敬每一個正在奮斗的我們，愿中國天文學(xué)事業(yè)更上一層樓?。ㄚw宇豪）

作者簡介：李蔭碧，中國科學(xué)院國家天文臺副研究員，主要從事碳星、高速星及海量光譜分析等領(lǐng)域研究。