Stea ciudată

Stelele deosebite (din cuvântul englezesc peculiar  - neobișnuit, special), diferă de stelele obișnuite din aceeași clasă spectrală în unele caracteristici semnificative ale spectrelor și, uneori, în alte proprietăți (de exemplu, câmpuri magnetice puternice și variabile ). Motivele sunt anomalii în compoziția chimică, prezența unui câmp magnetic puternic etc.

Stelele particulare din punct de vedere chimic (stelele CP ) sunt comune printre stelele fierbinți din secvența principală . Aceste stele deosebite fierbinți au fost împărțite în 4 clase principale pe baza spectrelor lor (deși uneori sunt folosite alte două sisteme de clasificare) [1] :

Sunt stele

Stelele Am (CP1) prezintă linii slabe de calciu și/sau scandiu ionizat individual , dar linii mai puternice de metale grele . În plus, acestea tind să se rotească lent , iar temperaturile lor efective variază de la 7.000 la 10.000 K.

Ar-stars

Stelele Ap (CP2) sunt caracterizate de câmpuri magnetice puternice, precum și de o abundență crescută de elemente precum Si , Cr , Sr și Eu . De asemenea, se rotesc lent, temperatura lor efectivă variază de la 8.000 la 15.000 K, deși calculul temperaturii efective a unor astfel de stele este complicat de structura atmosferei lor.

Stele de mercur-mangan

Stelele mercur-mangan (CP3) sunt, de asemenea, clasificate ca stele Ap, dar nu prezintă câmpurile magnetice puternice asociate stelelor Ap clasice. După cum sugerează și numele, aceste stele conțin un exces de Hg și Mn ionizat individual . Aceste stele se rotesc, de asemenea, foarte încet, chiar și după standardele stelelor CP . Intervalul de temperatură pentru aceste stele este între 10.000 și 15.000 K.

CP4 Stars

Stelele sărace în heliu (CP4) sunt stele din subclasele spectrale B5-B8 cu linii de heliu slăbite pentru această subclasă . Particularitatea în acest caz se explică prin acțiunea combinată a difuzării elementelor și a vântului stelar .

În general, se crede că particularitatea lor se datorează particularității structurii de suprafață care poate fi observată în aceste stele fierbinți din secvența principală. Această particularitate a fost cauzată de procesele care au avut loc după formarea stelelor.

Acestea includ difuzia materiei și/sau efectele magnetice în straturile exterioare ale stelelor [2] . Ca urmare a acestor procese, unele elemente, în special He , N și O , „se scufundă” în straturile inferioare ale atmosferei stelei, în timp ce alte elemente, cum ar fi Mn , Sr , Y , Zr , „plutesc” în partea superioară. straturi, ca urmare, sunt observate caracteristici spectrale.

Se presupune că nucleele stelelor și alte straturi interioare ale stelei conțin mai multe elemente chimice, care reflectă compoziția norilor de gaz din care s-au format [1] . Pentru a avea loc o astfel de difuzie a elementelor, ca urmare a căreia straturile rămân intacte, atmosfera unei astfel de stele trebuie să fie suficient de stabilă, cu absența amestecării convective. Mecanismul propus care cauzează această stabilitate este un câmp magnetic neobișnuit de mare, care se observă de obicei la stelele de acest tip.

Există, de asemenea, clase de stele reci din punct de vedere chimic deosebite (adică stele din clasa spectrală G sau mai târziu), dar astfel de stele nu sunt în general stele din secvența principală . Ele sunt de obicei identificate prin numele clasei lor sau printr-o indicație a proprietăților lor specifice. Expresia stele specifice din punct de vedere chimic , fără alte calificări, înseamnă de obicei că steaua este membru al unuia dintre principalele tipuri de stele fierbinți din secvența principală descrise mai sus. Multe dintre stelele reci din punct de vedere chimic sunt rezultatul transferului produselor de fisiune nucleară din interiorul stelei la suprafața sa, acestea includ majoritatea stelelor de carbon și stelelor de tip S.

Altele sunt rezultatul transferului de masă într -un sistem stelar binar , acestea includ stele de bariu și unele stele de tip S [3] .

Note

  1. 12 Preston , George. Anual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 12, p. 257, 1974 [1  ]
  2. Michaud, G. Astrophysical Journal, vol 160, p. 641, 1970 Arhivat 16 decembrie 2019 la Wayback Machine 
  3. D. A. Frank-Kamenetsky, A. V. Tutukov. Stele . Preluat la 3 august 2010. Arhivat din original la 25 noiembrie 2010.