Пекулярная звезда | это... Что такое Пекулярная звезда? (original) (raw)
Пекуля́рная звезда (от английского слова peculiar —— необычный, особенный), отличаются от обычных звёзд того же спектрального класса некоторыми существенными особенностями в спектрах, а иногда и другими свойствами (например, сильных и переменных магнитных полей). Причины — аномалии химического состава, наличие сильного магнитного поля и т. д.
Химически пекулярные звёзды (CP-звёзды) распространены среди горячих звёзд главной последовательности. Эти горячие пекулярные звёзд были разделены на 4 основных класса на основе их спектров, (хотя иногда используются ещё две системы классификации)[1]:
- металлические звёзды (звёзды с интенсивными спектральными линиями металлов)
- ртутно-марганцевые звезды (HgMn, СР3 )
- бедные гелием звезды (He-weak, CP4). Имена классов дают хорошее представление о том, какие особенности отличает их друг от друга.
Am-звёзды (CP1) показывают слабые линии однократно ионизованного кальция и/или скандия, но более сильные линии тяжелых металлов. Кроме того, они, как правило, медленно вращаются и их эффективные температуры от 7 000 K до 10 000 К. Ар-звёзды (СР2) характеризуются сильными магнитными полями, а также повышенным содержанием таких элементов, как Si, Cr, Sr и Eu. Они также медленно вращаются, их. эффективная температура составляет от 8 000 K и 15 000 K. Хотя вопрос о расчете эффективной температуры таких звёзд осложняется особенностями строения их атмосферы. Ртутно-марганцевые звёзды (СР3), также относятся к категории Ар-звёзд, но не показывают сильных магнитных полей, связанных с классическими Ар-звёздами. Как видно из названия, эти звезды указывают на избыток однократно ионизованных Hg и Mn. Эти звезды также очень медленно вращаются, даже по меркам СР-звёзд. Диапазон температур для этих звёзд находится в пределах от 10 000 К до 15 000 К. Бедные гелием звезды (CP4) -- это звёзды спектральных подклассов B5-B8 с ослабленными для данного подкласса линиями гелия. Пекулярность в этом случае объясняется совместным действием диффузии элементов и звёздного ветра.
Как правило, считается, что их пекулярность объясняется своеобразием строения поверхности, которую можно наблюдать в этих горячих звёздах главной последовательности. Это своеобразие было вызвано процессами, которые произошли после того, как звезды образовались. К ним относятся диффузия вещества и/или магнитные эффекты в наружных слоях звёзд [2]. В результате деятельности этих процессов некоторые элементы, в частности, He, N и O, "тонут" в нижних слоях атмосферы звёзде, в то время как другие элементы, такие как Mn, Sr, Y, Zr, "всплывают" в верхние слои, в результате чего наблюдаются спектральные особенности. Предполагается, что ядра звёзд и другие внутренние слои звезды, имеют больше химических элементов, которые отражают состав газовых облаков, из которых они образовались.[1]. Для того чтобы происходила такая диффузия элементов, в результате которой слои остаются нетронутыми, атмосфера такой звезды должна быть достаточно стабильной, с отсутствием конвективного перемешивания. Предлагаемый механизм, который вызывает подобную устойчивость — необычно большое магнитное поле, которое обычно наблюдается у звезд этого типа.
Также существуют классы химически пекулярных холодных звёзд (то есть, звёзд спектрального класса G или более поздних), но такие звёзды, как правило, не звёзды главной последовательности. Они, как правило, определяются по имени своего класса или каким-либо указанием на их конкретные свойства. Фраза химически пекулярные звёзды без дополнительного уточнения обычно означает, что звёзда член одного из основных видов горячих звёзд главной последовательности, описанной выше. Многие из холодных химически пекулярных звёзд являются результатом переноса ядерных продуктов деления из недр звезды к её поверхности, к ним относятся большинство углеродных звезд, и звёзд S-типа. Другие являются результатом массообмена в двойной звездной системе, к ним относятся бариевые звёзды и некоторые звезды S-типа[3].
Примечания
- ↑ 1 2 Preston, George. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol 12, p 257, 1974 [1] (англ.)
- ↑ Michaud, G. Astrophysical Journal, vol 160, p 641, 1970 (англ.)
- ↑ Д. А. Франк-Каменецкий, А. В. Тутуков. Звезды
