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]

немагнитные с металлической футеровкой (Ам, ЦП1)
магнитный (Ар, СР2)
немагнитные ртуть-марганцевые (HgMn, CP3)
гелий-слабый (He-weak, CP4).

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. имеют тенденцию быть медленными вращателями и имеют эффективную температуру от 7000 до 10 000 К. Они также

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. 15 000 Утверждается, что эффективная температура этих звезд находится в пределах от 8000 до К , но вопрос расчета эффективных температур в таких пекулярных звездах 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 звезд составляет от 10 000 до 15 000 К. для этих

Звезды He-weak (звезды CP4) демонстрируют более слабые линии He, чем можно было бы ожидать классически по наблюдаемым Джонсона UBV цветам . Редким классом He-слабых звезд, как ни парадоксально, являются звезды, богатые гелием, с 18 000 – 23 000 К. температурами ^[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, «поднимаются» из недр на поверхность. 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] Чтобы произошла такая диффузия и левитация и образовавшиеся слои остались нетронутыми, 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 .

звезды

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 возникли в слабой материальной оболочке вокруг звезды. ^[9] но теперь считается, что они вызваны эффектом Старка . ^[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

Имеется очень мало сообщений об экзопланетах , чьи родительские звезды являются химически пекулярными звездами. ^[10]^[11] Молодая переменная звезда HR 8799 , в которой расположены четыре массивные планеты, изображенные прямым изображением, принадлежит к группе звезд λ Боэтиса. ^[12]

См. также

Ссылки

^ Jump up to: ^а ^б 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 .
^ Гомес, А.Е.; Лури, Х; Гренье, С; Фигерас, Ф; Север, П; Ройер, Ф; Торра, Дж; Меннесье, М.О. (1998). «HR-диаграмма по данным HIPPARCOS. Абсолютные величины и кинематика звезд BP - AP». Астрономия и астрофизика . 336 : 953. Бибкод : 1998A&A...336..953G .
^ Jump up to: ^а ^б 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 .
^ Мишо, Жорж (1970). «Диффузионные процессы в пекулярных звездах» . Астрофизический журнал . 160 : 641. Бибкод : 1970ApJ...160..641M . дои : 10.1086/150459 .
^ 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 .
^ Jump up to: ^а ^б МакКлюр, Р.Д. (1985). «Углерод и родственные ему звезды». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 79 : 277. Бибкод : 1985JRASC..79..277M .
^ Бычков В.Д.; Бычкова Л. В.; Мадей, Дж (2009). "Каталог усредненных звездных эффективных магнитных полей - II. Новое обсуждение химически пекулярных звезд А и В" . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 394 (3): 1338. Бибкод : 2009MNRAS.394.1338B . дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.14227.x . S2CID 120268049 .
^ Jump up to: ^а ^б 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 .
^ Абт, ХА; Левато, Х. (1977). «Спектральные типы в ассоциации Орион ОВ1» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 89 : 797. Бибкод : 1977PASP...89..797A . дои : 10.1086/130230 .
^ 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 .
^ Саффе, Дж.; Микеларена, П.; Алакория, Дж.; Гонсалес, Дж. Ф.; Флорес, М.; Арансибия, М. Жак; Кальво, Д.; Жоффре, Э.; Кольядо, 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 .
^ 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 .

[preston74-1] Jump up to: ^а ^б 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 .

[gomez-2] Гомес, А.Е.; Лури, Х; Гренье, С; Фигерас, Ф; Север, П; Ройер, Ф; Торра, Дж; Меннесье, М.О. (1998). «HR-диаграмма по данным HIPPARCOS. Абсолютные величины и кинематика звезд BP - AP». Астрономия и астрофизика . 336 : 953. Бибкод : 1998A&A...336..953G .

[netopil-3] Jump up to: ^а ^б 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 .

[michaud70-4] Мишо, Жорж (1970). «Диффузионные процессы в пекулярных звездах» . Астрофизический журнал . 160 : 641. Бибкод : 1970ApJ...160..641M . дои : 10.1086/150459 .

[kochukhov-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 .

[mcclure-6] Jump up to: ^а ^б МакКлюр, Р.Д. (1985). «Углерод и родственные ему звезды». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 79 : 277. Бибкод : 1985JRASC..79..277M .

[bychkov-7] Бычков В.Д.; Бычкова Л. В.; Мадей, Дж (2009). "Каталог усредненных звездных эффективных магнитных полей - II. Новое обсуждение химически пекулярных звезд А и В" . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 394 (3): 1338. Бибкод : 2009MNRAS.394.1338B . дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.14227.x . S2CID 120268049 .

[saffe-8] Jump up to: ^а ^б 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 .

[abt-9] Абт, ХА; Левато, Х. (1977). «Спектральные типы в ассоциации Орион ОВ1» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 89 : 797. Бибкод : 1977PASP...89..797A . дои : 10.1086/130230 .

[hellier2019-10] 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 .

[saffe2020-11] Саффе, Дж.; Микеларена, П.; Алакория, Дж.; Гонсалес, Дж. Ф.; Флорес, М.; Арансибия, М. Жак; Кальво, Д.; Жоффре, Э.; Кольядо, 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 .

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]