Википедија

Необична ѕвезда

ѕвезда со битни разлики од оние во нејзината спектрална класа
(Пренасочено од Хемиски необична ѕвезда)

Необична ѕвезда или хемиски необична ѕвезда (CP-ѕвезда од анг. сhemically peculiar star) — ѕвезда со изразено необична застапеност на метали, барем во површинските слоеви.

Класификација

уреди

Хемиски необичните ѕвезди се чести меѓу врелите ѕвезди од главната низа (кои согоруваат водород). Се делат на 4 главни класи според нивните спектри, иако понекогаш се користат два система на класификација:[1]

Секое име на класата дава слика за необичноста која ги издвојува од другите ѕвезди на или близу главната низа.

Am-ѕвездите (CP1-ѕвезди) имаат слаби линии на единечно јонизиран Ca и/или Sc, но покажуваат поголема застапеност на тешки метали. Обично се бавновртечки и имаат делотворна температура од 7.000 до 10.000 K.

Ap-ѕвездите (CP2-ѕвезди) се одликуваат со силни магнетни полиња, поголеми количества на елементи како Si, Cr, Sr и Eu и бавно вртење. Делотворната температура им е некаде помеѓу 8.000 и 15,000 K, но пресметката на топлината е отежната од нивниот атмосферски состав.

HgMn-ѕвездите (CP3-ѕевзди) класично се ставаат во категоријата Ap, но немаат силни магнетни полиња својствени на таа категорија. Како што покажува самото име, имаат поголеми количества на единечно јонизиран Hg и Mn. Овие ѕвезди се вртат многу бавно, дури и по мерилата на CP-ѕвездите. Делотворната температура им се движи од 10.000 до 15.000 K.

He-слабите ѕвезди (CP4-ѕвезди) имаат послаби хелиумски (He) линии отколку што би се очекувало од нивните Џонсонови UBV-бои. Ретка класа на He-слабите ѕвезди се (парадоксално) хелиумски богатите ѕвезди, со температура од 18.000–23.000 K.[2][3]

Причина за наобичноста

уреди

Се смета дека необичниот површински состав кај овие врели ѕвезди од главната низа се должи на процеси кои се случиле по образувањето на ѕвездата, како промешување или магнетни ефекти во надворешните слоеви на ѕвездите.[4] Со овие процеси, некои елементи (особено He, N и O) се налегнуваат од атмосферата во подолните слоеви, а други како Mn, Sr, Y и Zr се издигаат од внатрешноста кон површината, предизвикувајќи спектрална необичност. Се претпоставува дека средиштата на ѕвездите, како и севкупниот состав на ѕвездите, имаат нормални мешавини од елементи кои го одразуваат составот на гасовитите облаци од кои настанале.[1] За да дојде до такво промешување и лебдење, а потоа слоевите да останат непроменети, атмосферата на таква ѕвезда мора да биде доволно стабилна за да не дојде со струевито мешање. Предложениот механизам кој ја предизвикува оваа нестабилност е необично големото магнетно поле кое се забележува кај ѕвездите од овој тип.[5]

Околу 5–10 % од врелите ѕвезди од главната низа имаат хемиски необичности.[6] Огромно мнозинство од нив се Ap (или Bp) ѕвезди со силни магнетни полиња. Немагнетните или слабомагнетните необични ѕвезди претежно спаѓаат во категоријата Am или HgMn.[3][7] Многу помал дел имааат поизразени необичности како голема оскудност на елементи од железниот врв кај ѕвездите од типот на λ Воловар.

sn-ѕвезди

уреди

Друга група ѕвезди која понекогаш се смета за хемиски необична се 'sn'-ѕвездите. Овие врели ѕвезди, обично од спектрална класа B2 до B9, покажуваат Балмерови линии со остри (s, анг. sharp) јадра, јадри метални впивни линии and контрастни широки или маглински (n, анг. nebulous) неутрални хелиумски впивни линии. Овие може да се сретнат заедно со други хемиски необичности кои почесто се среќаваат кај ѕвездите од типот B.[8]

Првично се мислело дека необичните хелиумски линии се создадени во слаба обвивка од материјал околу ѕвездата,[9] но денес се смета дека се должат на Штарковиот ефект.[8]

Други ѕвезди

уреди

Постојат и класи на хемиски необични ладни ѕвезди (со спектрален тип G или повисоко), но тие обично не се од главната низа. Овие обично се нарекуват според името на нивната класа или друга поконкретна ознака. Изразот хемиски необична ѕвезда без понатамошно уточнување подразбира член на врелите типови од главната низа опишани погоре. Многу од поладните хемиски необични ѕвезди се производ од мешање на производи од јадрено соединување од внатрешноста на ѕвездата со надворешните слоеви; тука спаѓаат највеќето јаглеродни ѕвезди и ѕвездите од типот S. Други настануваат со пренос на маса во двоен ѕвезден систем; такви примери се бариумските ѕвезди и некои S-ѕвезди.[6]

Придружници

уреди

Постојат многу малку необични ѕвезди со планети.[10][11] Младата променлива ѕвезда HR 8799, која има четири забележани масивни планети, ѝ припоаѓа на групата ѕвезди од типот на λ Воловар.[12]

Поврзано

уреди

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 Preston, G. W (1974). „The chemically peculiar stars of the upper main sequence“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 12: 257–277. Bibcode:1974ARA&A..12..257P. doi:10.1146/annurev.aa.12.090174.001353.
  2. ↑ Gomez, A. E; Luri, X; Grenier, S; Figueras, F; North, P; Royer, F; Torra, J; Mennessier, M. O (1998). „The HR-diagram from HIPPARCOS data. Absolute magnitudes and kinematics of BP - AP stars“. Astronomy and Astrophysics. 336: 953. Bibcode:1998A&A...336..953G.
  3. ↑ 3,0 3,1 Netopil, M; Paunzen, E; Maitzen, H. M; North, P; Hubrig, S (2008). „Chemically peculiar stars and their temperature calibration“. Astronomy & Astrophysics. 491 (2): 545. arXiv:0809.5131. Bibcode:2008A&A...491..545N. doi:10.1051/0004-6361:200810325. S2CID 14084961.
  4. ↑ Michaud, Georges (1970). „Diffusion Processes in Peculiar a Stars“. Astrophysical Journal. 160: 641. Bibcode:1970ApJ...160..641M. doi:10.1086/150459.
  5. ↑ Kochukhov, O; Bagnulo, S (2006). „Evolutionary state of magnetic chemically peculiar stars“. Astronomy & Astrophysics. 450 (2): 763. arXiv:astro-ph/0601461. Bibcode:2006A&A...450..763K. doi:10.1051/0004-6361:20054596. S2CID 18596834.
  6. ↑ 6,0 6,1 McClure, R. D (1985). „The carbon and related stars“. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 79: 277. Bibcode:1985JRASC..79..277M.
  7. ↑ Bychkov, V. D; Bychkova, L. V; Madej, J (2009). „Catalogue of averaged stellar effective magnetic fields - II. Re-discussion of chemically peculiar a and B stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 394 (3): 1338. Bibcode:2009MNRAS.394.1338B. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.14227.x. S2CID 120268049.
  8. ↑ 8,0 8,1 Saffe, C.; Levato, H.; Maitzen, H. M.; North, P.; Hubrig, S. (2014). „On the nature of sn stars. I. A detailed abundance study“. Astronomy and Astrophysics. 562: A128. arXiv:1401.5764. Bibcode:2014A&A...562A.128S. doi:10.1051/0004-6361/201322091. S2CID 119261402.
  9. ↑ Abt, H. A.; Levato, H. (1977). „Spectral types in the Orion OB1 association“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 89: 797. Bibcode:1977PASP...89..797A. doi:10.1086/130230.
  10. ↑ Hellier, Coel; Anderson, D R; Barkaoui, K; Benkhaldoun, Z; Bouchy, F; Burdanov, A; Cameron, A Collier; Delrez, L; Gillon, M; Jehin, E; Nielsen, L D; Maxted, P F L; Pepe, F; Pollacco, D; Pozuelos, F J (21 ноември 2019). „WASP-South hot Jupiters: WASP-178b, WASP-184b, WASP-185b, and WASP-192b“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англиски). 490 (1): 1479–1487. arXiv:1907.11667. Bibcode:2019MNRAS.490.1479H. doi:10.1093/mnras/stz2713. ISSN 0035-8711.
  11. ↑ Saffe, C.; Miquelarena, P.; Alacoria, J.; González, J. F.; Flores, M.; Arancibia, M. Jaque; Calvo, D.; Jofré, E.; Collado, A. (1 септември 2020). „KELT-17: a chemically peculiar Am star and a hot-Jupiter planet“. Astronomy & Astrophysics (англиски). 641: A145. arXiv:2007.14210. Bibcode:2020A&A...641A.145S. doi:10.1051/0004-6361/202038843. ISSN 0004-6361. S2CID 220831091.
  12. ↑ Wang, Ji; Wang, Jason J.; Ma, Bo; Chilcote, Jeffrey; Ertel, Steve; Guyon, Olivier; Ilyin, Ilya; Jovanovic, Nemanja; Kalas, Paul; Lozi, Julien; Macintosh, Bruce; Strassmeier, Klaus G.; Stone, Jordan (септември 2020). „On the Chemical Abundance of HR 8799 and the Planet c“. The Astronomical Journal (англиски). 160 (3): 150. arXiv:2007.02810. Bibcode:2020AJ....160..150W. doi:10.3847/1538-3881/ababa7. ISSN 1538-3881.
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Необична_ѕвезда&oldid=5274145“