stringtranslate.com

Химически пекулярная звезда

В астрофизике химически пекулярные звезды ( CP-звезды ) — это звезды с явно необычным содержанием металлов , по крайней мере, в их поверхностных слоях.

Классификация

Химически пекулярные звезды распространены 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: [1]

Названия классов дают хорошее представление об особенностях, которые отличают их от других звезд на главной последовательности или вблизи нее .

Звезды Am (звезды CP1) демонстрируют слабые линии однократно ионизированного Ca и/или Sc , но демонстрируют повышенное содержание тяжелых металлов. Они также склонны к медленному вращению и имеют эффективную температуру от 7000 до 700°С.10 000  К.​

Ар-звезды (звезды CP2) характеризуются сильными магнитными полями, повышенным содержанием таких элементов, как Si , Cr , Sr и Eu , а также, как правило, являются медленными ротаторами. Утверждается, что эффективная температура этих звезд составляет от 8000 до15 000  К , но вопрос расчета эффективных температур у таких пекулярных звезд осложняется строением атмосферы.

Звезды HgMn (звезды CP3) также классически относят к категории Ар, но они не демонстрируют сильных магнитных полей, присущих классическим Ар-звездам. Как следует из названия, эти звезды демонстрируют повышенное содержание однократно ионизированной ртути и марганца. Эти звезды также являются очень медленными ротаторами даже по меркам CP-звезд. Эффективный диапазон температур для этих звезд составляет от10 000 и15 000  К .

Звезды He-weak (звезды CP4) демонстрируют более слабые линии He, чем можно было бы ожидать классически по наблюдаемым цветам Джонсона UBV . Редким классом He-слабых звезд, как это ни парадоксально, являются звезды, богатые гелием, с температурой18 000 –23 000  К.​ [2] [3]

Причина особенностей

Обычно считается, что необычный состав поверхности, наблюдаемый у этих горячих звезд главной последовательности, был вызван процессами, произошедшими после образования звезды, такими как диффузия или магнитные эффекты во внешних слоях звезд. [4] Эти процессы приводят к тому, что некоторые элементы, особенно He, N и O, «оседают» в атмосфере в нижние слои, в то время как другие элементы, такие как Mn , Sr , Y и Zr , «левитируют» из внутренней части атмосферы в поверхности, что приводит к наблюдаемым спектральным особенностям. Предполагается, что центры звезд и основной состав всей звезды имеют более нормальные смеси химического состава, которые отражают составы газовых облаков, из которых они образовались. [1] Для того, чтобы такая диффузия и левитация происходили и образовавшиеся слои оставались неповрежденными, атмосфера такой звезды должна быть достаточно устойчивой к конвекции, чтобы не происходило конвективного перемешивания. Предполагаемый механизм, вызывающий эту стабильность, заключается в необычно большом магнитном поле, которое обычно наблюдается у звезд этого типа. [5]

Примерно 5–10% горячих звезд главной последовательности обладают химическими особенностями. [6] Из них подавляющее большинство — это Ар-(или Вр)-звезды с сильными магнитными полями. Немагнитные или лишь слабомагнитные химически пекулярные звезды в основном попадают в категории Am или HgMn. [7] [3] Гораздо меньший процент демонстрирует более сильные особенности, такие как резкий недостаток элементов пика железа в звездах λ Боэтиса .

зпзвезды

Другая группа звезд, которую иногда считают химически пекулярной, — это звезды типа «sn». Эти горячие звезды, обычно относящиеся к спектральным классам от B2 до B9, демонстрируют бальмеровские линии с острыми ( s ) ядрами, резкими линиями металлического поглощения и контрастными широкими (туманными, n ) линиями поглощения нейтрального гелия. Они могут сочетаться с другими химическими особенностями, которые чаще всего 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 эффектом Штарка . [8]

Другие звезды

Существуют также классы химически пекулярных холодных звезд (то есть звезд со спектральным классом G или позже), но эти звезды обычно не являются звездами главной последовательности. Обычно они идентифицируются по названию своего класса или какой-либо другой конкретной метке. Фраза «химически пекулярная звезда» без дальнейших уточнений обычно означает члена одного из горячих типов главной последовательности, описанных выше. Многие из более холодных химически пекулярных звезд являются результатом смешивания продуктов ядерного синтеза из недр звезды с ее поверхностью; к ним относятся большинство углеродных звезд и звезд S-типа . Другие являются результатом переноса массы в двойной звездной системе; примеры их включают бариевые звезды и некоторые S-звезды. [6]

Компаньоны

Сообщений об экзопланетах , чьи родительские звезды являются химически пекулярными звездами, очень мало . [10] [11] Молодая переменная звезда HR 8799 , на которой расположены четыре массивные планеты, изображенные напрямую, принадлежит к группе звезд λ Боэтиса. [12]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ аб Престон, GW (1974). «Химически пекулярные звезды верхней главной последовательности». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 12 : 257–277. Бибкод : 1974ARA&A..12..257P. дои : 10.1146/annurev.aa.12.090174.001353.
  2. ^ Гомес, AE; Лури, Х; Гренье, С; Фигерас, Ф; Север, П; Ройер, Ф; Торра, Дж; Меннесье, Миссури (1998). «HR-диаграмма по данным HIPPARCOS. Абсолютные величины и кинематика звезд BP - AP». Астрономия и астрофизика . 336 : 953. Бибкод : 1998A&A...336..953G.
  3. ^ аб Нетополь, М; Паунзен, Э; Мейцен, Х.М.; Север, П; Хубриг, С. (2008). «Химически пекулярные звезды и их температурная калибровка». Астрономия и астрофизика . 491 (2): 545. arXiv : 0809.5131 . Бибкод : 2008A&A...491..545N. дои : 10.1051/0004-6361:200810325. S2CID  14084961.
  4. ^ Мишо, Жорж (1970). «Диффузионные процессы в пекулярных звездах». Астрофизический журнал . 160 : 641. Бибкод : 1970ApJ...160..641M. дои : 10.1086/150459 .
  5. ^ Кочухов, О; Багнуло, С (2006). «Эволюционное состояние магнитных химически пекулярных звезд». Астрономия и астрофизика . 450 (2): 763. arXiv : astro-ph/0601461 . Бибкод : 2006A&A...450..763K. дои : 10.1051/0004-6361:20054596. S2CID  18596834.
  6. ^ аб МакКлюр, RD (1985). «Углерод и родственные ему звезды». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 79 : 277. Бибкод : 1985JRASC..79..277M.
  7. ^ Бычков, В.Д.; Бычкова Л. В.; Мадей, Дж (2009). «Каталог усредненных эффективных магнитных полей звезд - II. Новое обсуждение химически пекулярных звезд a и B». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 394 (3): 1338. Бибкод : 2009MNRAS.394.1338B. дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.14227.x . S2CID  120268049.
  8. ^ аб Саффе, К.; Левато, Х.; Мейтцен, HM; Норт, П.; Хубриг, С. (2014). «О природе звезд sn. I. Детальное исследование численности». Астрономия и астрофизика . 562 : А128. arXiv : 1401.5764 . Бибкод : 2014A&A...562A.128S. дои : 10.1051/0004-6361/201322091. S2CID  119261402.
  9. ^ Абт, ХА; Левато, Х. (1977). «Спектральные типы в ассоциации Орион OB1». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 89 : 797. Бибкод : 1977PASP...89..797A. дои : 10.1086/130230 .
  10. ^ Хеллиер, Коэл; Андерсон, доктор медицинских наук; Баркауи, К; Бенхалдун, З; Буши, Ф; Бурданов А; Кэмерон, Угольщик; Дельрес, Л; Гиллон, М; Джехин, Э; Нильсен, Л.Д.; Макстед, ПФЛ; Пепе, Ф; Поллакко, Д; Посуэлос, Ф.Дж. (21 ноября 2019 г.). «Горячие Юпитеры WASP-Юга: WASP-178b, WASP-184b, WASP-185b и WASP-192b». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 490 (1): 1479–1487. arXiv : 1907.11667 . Бибкод : 2019MNRAS.490.1479H. дои : 10.1093/mnras/stz2713 . ISSN  0035-8711.
  11. ^ Саффе, К.; Микеларена, П.; Алакория, Дж.; Гонсалес, Дж. Ф.; Флорес, М.; Арансибия, М. Жак; Кальво, Д.; Жофре, Э.; Колладо, А. (01 сентября 2020 г.). «KELT-17: химически пекулярная звезда Am и планета горячего Юпитера». Астрономия и астрофизика . 641 : А145. arXiv : 2007.14210 . Бибкод : 2020A&A...641A.145S. дои : 10.1051/0004-6361/202038843. ISSN  0004-6361. S2CID  220831091.
  12. ^ Ван, Цзи; Ван, Джейсон Дж.; Ма, Бо; Чилкот, Джеффри; Эртель, Стив; Гийон, Оливье; Ильин, Илья; Йованович, Неманья; Калас, Пол; Лози, Жюльен; Макинтош, Брюс; Штрасмайер, Клаус Г.; Стоун, Джордан (сентябрь 2020 г.). «О химическом изобилии HR 8799 и планеты c». Астрономический журнал . 160 (3): 150. arXiv : 2007.02810 . Бибкод : 2020AJ....160..150Вт. дои : 10.3847/1538-3881/ababa7 . ISSN  1538-3881.