Химически пекулярная звезда - Википедия - Chemically peculiar star

В астрофизика, химически пекулярные звезды (CP звезды) звезды с явно необычными металл распространенности, по крайней мере, в их поверхностных слоях.

Классификация

Химически пекулярные звезды распространены среди горячих главная последовательность (горящие водород) звезды. Эти горячие пекулярные звезды были разделены на 4 основных класса на основе их спектров, хотя иногда используются две системы классификации:[1]

Названия классов дают хорошее представление об особенностях, которые отличают их от других звезд на или около главная последовательность. Am-звезды (звезды CP1) демонстрируют слабые линии однократно ионизованной Ca и / или Sc, но показывают повышенное содержание тяжелых металлов. Они также имеют тенденцию быть медленными ротаторами и иметь эффективная температура между 7000 K и 10000 K. Ар-звезды (звезды CP2) характеризуются сильными магнитными полями, повышенным содержанием таких элементов, как Si, Cr, Sr и ЕС, а также обычно являются медленными ротаторами. В эффективная температура Предполагается, что температура этих звезд находится в диапазоне 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 ионизованных Hg и Mn. Эти звезды также являются очень медленными вращателями, даже по стандартам CP-звезд. В эффективная температура Диапазон значений для этих звезд составляет от 10 000 K до 15 000 K. He-weak звезды (звезды CP4) демонстрируют более слабые линии He, чем можно было бы классически ожидать из их наблюдаемых Джонсон UBV цвета. Редким классом He-слабых звезд, как это ни парадоксально, являются звезды, богатые гелием, с температурами 18000 - 23000 К.[2][3]

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.[4] Эти процессы заставляют некоторые элементы, в частности He, N и O, «оседать» в атмосфере в нижележащие слои, в то время как другие элементы, такие как Mn, Sr, Y и Zr «левитируют» изнутри на поверхность, в результате чего наблюдаются спектральные особенности. Предполагается, что центры звезд и основной состав всей звезды имеют более нормальные смеси химического состава, которые отражают состав газовых облаков, из которых они образовались.[1] 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 такую ​​стабильность, - это необычно большое магнитное поле, которое обычно наблюдается у звезд этого типа.[5]

Примерно 5-10% горячих звезд главной последовательности обладают химическими особенностями.[6] Из них подавляющее большинство - звезды Ар (или Вр) с сильными магнитными полями. Немагнитные или слабо магнитные химически пекулярные звезды в основном относятся к категориям Am или HgMn.[7][3] Гораздо меньший процент показывает более сильные особенности, такие как резкое недобор железный пик элементы в λ звезды Boötis.

sn звезды

Еще одна группа звезд, которую иногда считают химически своеобразной, - это звезды типа "sn". Эти горячие звезды, обычно спектральных классов от B2 до B9, показывают Линии Бальмера с острым (s) стержни острые металлические линии поглощения, и контрастные широкие (туманные, п) линии поглощения нейтрального гелия. Они могут сочетаться с другими химическими особенностями, которые чаще наблюдаются у звезд B-типа.[8]

Первоначально предполагалось, что необычные линии гелия были созданы в слабой материальной оболочке вокруг звезды,[9] но теперь считается, что они вызваны Эффект Старка.[8]

Другие звезды

Также существуют классы химически пекулярных холодных звезд (т. Е. Звезд с спектральный класс G или новее), 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 дальнейшего описания 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 углеродные звезды и Звезды S-типа. Остальные - результат массообмен в двойная звезда система; примеры из них включают бариевые звезды и несколько звезд S.[6]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б Престон, Г. В. (1974). «Химически пекулярные звезды верхней главной последовательности». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 12: 257–277. Bibcode:1974ARA & A..12..257P. Дои:10.1146 / annurev.aa.12.090174.001353.
  2. ^ Gomez, A.E; Лури, Х; Гренье, S; Фигерас, Ф; Север, П; Ройер, Ф; Торра, Дж; Mennessier, M.O (1998). «HR-диаграмма по данным HIPPARCOS. Абсолютные звездные величины и кинематика звезд BP - AP». Астрономия и астрофизика. 336: 953. Bibcode:1998A & A ... 336..953G.
  3. ^ а б Нетополь, М; Paunzen, E; Maitzen, H.M; Север, П; Хубриг, S (2008). «Химически пекулярные звезды и их температурная калибровка». Астрономия и астрофизика. 491 (2): 545. arXiv:0809.5131. Bibcode:2008A&A ... 491..545N. Дои:10.1051/0004-6361:200810325. S2CID  14084961.
  4. ^ Мишо, Жорж (1970). "Процессы диффузии в пекулярных звездах". Астрофизический журнал. 160: 641. Bibcode:1970ApJ ... 160..641M. Дои:10.1086/150459.
  5. ^ Кочухов, О; Багнуло, S (2006). «Эволюционное состояние магнитных химически пекулярных звезд». Астрономия и астрофизика. 450 (2): 763. arXiv:Astro-ph / 0601461. Bibcode:2006 A&A ... 450..763K. Дои:10.1051/0004-6361:20054596. S2CID  18596834.
  6. ^ а б McClure, R.D (1985). «Углерод и связанные с ним звезды». Журнал Королевского астрономического общества Канады. 79: 277. Bibcode:1985JRASC..79..277M.
  7. ^ Бычков В.Д .; Бычкова, Л. В; Мадедж, Дж (2009). "Каталог усредненных звездных эффективных магнитных полей - II. Обсуждение химически пекулярных звезд a и B". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 394 (3): 1338. Bibcode:2009МНРАС.394.1338Б. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.14227.x.
  8. ^ а б Saffe, C .; Levato, H .; Maitzen, H.M .; North, P .; Хубриг, С. (2014). «О природе sn-звезд. I. Подробное исследование обилия». Астрономия и астрофизика. 562: A128. arXiv:1401.5764. Bibcode:2014A & A ... 562A.128S. Дои:10.1051/0004-6361/201322091. S2CID  119261402.
  9. ^ Abt, H.A .; Левато, Х. (1977). «Спектральные типы в ассоциации Orion OB1». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 89: 797. Bibcode:1977PASP ... 89..797A. Дои:10.1086/130230.