Химически пекулярная звезда - Chemically peculiar star

В астрофизике , химически специфические звезды ( CP звезда ) звезды с отчетливо необычными металлическими содержаниями, по крайней мере , в их поверхностных слоях.

Классификация

Химически пекулярные звезды обычны среди горячих звезд главной последовательности (горящих водород). Эти горячие пекулярные звезды были разделены на 4 основных класса на основе их спектров, хотя иногда используются две системы классификации:

Названия классов дают хорошее представление об особенностях, которые отличают их от других звезд на главной последовательности или рядом с ней . Am-звезды (звезды CP1) показывают слабые линии однократно ионизованных Ca и / или Sc , но показывают повышенное содержание тяжелых металлов. Они также имеют тенденцию быть медленными ротаторами и имеют эффективную температуру от 7000 К до 10000 К. Ар-звезды (звезды CP2) характеризуются сильными магнитными полями, повышенным содержанием таких элементов, как Si , Cr , Sr и Eu , и являются также обычно медленные ротаторы. Установлено, что эффективная температура этих звезд составляет от 8000 К до 15000 К, но вопрос расчета эффективных температур в таких пекулярных звездах осложняется структурой атмосферы. Звезды HgMn (звезды CP3) также классически относятся к категории Ap, но они не демонстрируют сильных магнитных полей, связанных с классическими звездами Ap. Как следует из названия, эти звезды показывают повышенное содержание однократно ионизированных Hg и Mn. Эти звезды также являются очень медленными вращателями, даже по стандартам CP-звезд. Диапазон эффективных температур для этих звезд составляет от 10 000 К до 15 000 К. He-слабые звезды (звезды CP4) демонстрируют более слабые линии He, чем можно было бы классически ожидать по наблюдаемым ими цветам UBV Джонсона . Редким классом He-слабых звезд, как это ни парадоксально, являются звезды, богатые гелием, с температурами 18000 - 23000 К.

Причина особенностей

Обычно считается, что особый состав поверхности, наблюдаемый у этих горячих звезд главной последовательности, был вызван процессами, которые произошли после образования звезды, такими как диффузия или магнитные эффекты во внешних слоях звезд. Эти процессы заставляют некоторые элементы, в частности He, N и O, «оседать» в атмосфере в нижних слоях, в то время как другие элементы, такие как Mn , Sr , Y и Zr , «поднимаются» изнутри на поверхность, что приводит к наблюдаемым спектральным особенностям. Предполагается, что центры звезд и основной состав всей звезды имеют более нормальные смеси химического состава, которые отражают состав газовых облаков, из которых они образовались. Для того чтобы такая диффузия и левитация произошла и образовавшиеся слои остались нетронутыми, атмосфера такой звезды должна быть достаточно стабильной для конвекции, чтобы конвективное перемешивание не происходило. Предлагаемый механизм, вызывающий эту стабильность, - это необычно большое магнитное поле, которое обычно наблюдается у звезд этого типа.

Примерно 5-10% горячих звезд главной последовательности обладают химическими особенностями. Из них подавляющее большинство - это Ар (или Вр) -звезды с сильными магнитными полями. Немагнитные или слабо магнитные химически пекулярные звезды в основном попадают в категории Am или HgMn. Гораздо меньший процент показывает более сильные особенности, такие как резкое недостаточное содержание элементов пика железа у звезд λ Boötis .

sn звезды

Еще одна группа звезд, которую иногда считают химически пекулярной, - это звезды типа "sn". Эти горячие звезды, как правило , из спектральных классов В2 до B9, показывают бальмеровские линии с острыми ( с ) ядрами, острые металлические линии поглощения и контрастные широкой (туманной, п ) нейтральный гелием линию поглощения. Они могут сочетаться с другими химическими особенностями, которые чаще наблюдаются у звезд B-типа.

Первоначально предполагалось, что необычные линии гелия были созданы в слабой материальной оболочке вокруг звезды, но теперь считается, что они вызваны эффектом Штарка .

Другие звезды

Существуют также классы химически пекулярных холодных звезд (то есть звезд со спектральным классом G или выше), но эти звезды обычно не являются звездами главной последовательности. Обычно они идентифицируются по имени своего класса или по какой-либо другой конкретной метке. Фраза химически пекулярная звезда без дополнительных уточнений обычно означает член одного из типов горячей главной последовательности, описанных выше. Многие из более холодных химически пекулярных звезд являются результатом смешения продуктов ядерного синтеза изнутри звезды на ее поверхность; к ним относятся большинство углеродных звезд и звезд S-типа . Другие являются результатом массопереноса в двойной звездной системе; примеры из них включают бариевые звезды и некоторые S-звезды.

Смотрите также

использованная литература