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2023-03-11T16:31:36Z

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'''CEMP-Sterne''' ({{enS|carbon-enhanced metal-poor stars|de=kohlenstoffangereicherte metallarme Sterne}}) gehören zu den [[Pekuliärer Stern|pekuliären Sternen]] mit einer abweichenden chemischen Zusammensetzung der [[Photosphäre]]. Während der Kohlenstoff in ihren Atmosphären um den Faktor 10 häufiger vorkommt liegt der Metallgehalt mindestens um einen Faktor 100 unter dem der Sonne<ref>{{Literatur |Autor=Catherine R. Kennedy u. a. |Titel=[O/Fe] ESTIMATES FOR CARBON-ENHANCED METAL-POOR STARS FROM NEAR-IR SPECTROSCOPY |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1101.2260v1}}</ref>. CEMP-Sterne treten recht häufig in der [[Halo (Astronomie)|Halopopulation]] der [[Milchstraße]] auf und ihre Häufigkeit steigt mit abnehmenden Metallgehalt zu auf bis zu 50 % für die extrem metallarme Sterne der [[Population (Astronomie)|Population II]] mit einem Metallgehalt von einem zehntausendstel des Sonnenwertes<ref>{{Literatur |Autor=Vinicius M. Placco u. a. |Titel=A SEARCH FOR UNRECOGNIZED CARBON-ENHANCED METAL-POOR STARS IN THE GALAXY |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2010 |arXiv=1001.2512v1}}</ref>.

== Einteilung ==
CEMP-Sterne werden in die folgenden Klassen unterteilt:<ref>{{Literatur |Autor=Maria Lugaro, Amanda I. Karakas, Richard J. Stancliffe, Carlos Rijs |Titel=The s process in asymptotic giant branch stars of low metallicity and the composition of carbon-enhanced metal-poor stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1112.2757v1}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=Thomas Masseron u. a. |Titel=Lithium Abundances in CEMP stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1203.3295v2}}</ref>
* CEMP-S Sterne sind mit Elementen, die durch den [[s-Prozess]] entstehen, angereichert. Sie sind die Folge eines vorherigen Massentransfers der kohlenstoffangereicherten Atmosphäre eines [[AGB-Stern]]s auf den CEMP-Stern in einem engen [[Doppelstern]]system.
* CEMP-no Sterne enthalten keine überproportionale [[Häufigkeit]] von Elementen aus einem [[Neutroneneinfang]]prozess. Sie entstehen wahrscheinlich aus extrem metallarmen Sternen und sind eine Folge von Kohlenstoffbrennen in einem späten Sternstadium, internem Mischen und starkem Massenverlust durch [[Sternwind]]e
* CEMP-R/S Sterne enthalten neben Elementen aus dem [[s-Prozess]] auch eine Überhäufigkeit von Elementen aus dem schnellen Neutroneneinfang, dem [[r-Prozess]].

== Entstehung ==
Für die Entstehung der CEMP-Stern sind verschiedene Hypothesen vorgestellt worden:<ref>{{Literatur |Autor=C. Abate, O. R. Pols, R. G. Izzart, S. S. Mohamed and S. E. de Mink |Titel=Wind Roche-lobe overflow: Application to carbon-enhanced metal-poor stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1302.4441v1}}</ref>
* Der hohe Anteil des Kohlenstoffs ist das Ergebnis vorheriger Sterngenerationen, aus deren Material der CEMP-Stern entstanden ist.
* Sterne geringer Masse und geringer [[Metallizität]] durchlaufen ein unbekanntes Mischungsereignis, wodurch der Kohlenstoff in die [[Sternatmosphäre|Atmosphäre]] transportiert wird.
* In einem Doppelsternszenario wird Kohlenstoff von einem thermisch-pulsierenden [[AGB-Stern]] auf den jetzigen CEMP-Stern mittels Wind Roche-Lobe Overflow übertragen. Dieser Mechanismus wird auch als Erklärung für die Entstehung von [[Bariumstern]]en und CH-Riesen verwendet.

== Bedeutung ==
Anhand der Verteilung der CEMP-Sterne kann die Halo-Population der Milchstraße in zwei Gruppen unterteilt werden. In dem inneren Halo mit einem Abstand von weniger als 5 [[Parsec|Kiloparsec]] von der galaktischen Ebene kommen CEMP-Sterne eher selten vor, während ihre Häufigkeit im äußeren Halo deutlich zunimmt mit abnehmendem Metallgehalt<ref>{{Literatur |Autor=Daniela Carollo u. a. |Titel=CARBON-ENHANCED METAL-POOR STARS IN THE INNER AND OUTER HALO COMPONENTS OF THE MILKY WAY |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1103.3067v1}}</ref>. Aus der Verteilung wird geschlossen, dass der äußere Halo die Folge einer [[Akkretion (Astronomie)|Akkretion]] kleinerer Subsysteme ist. Die Sterne des inneren Halos sind dagegen überwiegend beim Kollaps bei der Entstehung der Milchstraße entstanden<ref>{{Literatur |Autor=Timothy C. Beers, Daniela Carollo |Titel=The Assembly of the Halo System of the Milky Way as Revealed by SDSS/SEGUE - The CEMP Star Connection Implications for Galaxy Formation |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1111.2764v1}}</ref>.

== Beispiele ==
* CEMP-s: [[HD 196944]]
* CEMP-no: [[HE 0107-5240]], [[HE 1327-2326]], [[SMSS J0313-6708]]

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Sternklasse der Pekuliären Sterne]]

CEMP-Stern - Versionsgeschichte

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