Хімічно пекулярна зоря

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук

Хімі́чно пекуля́рна зоря́ (CP-зоря від англ. Chemically - хімічно — та Peculiar - незвичайний, особливий) - зорі головної послідовності спектральних класів від B0 до F0, у поверхневих шарах яких спостерігають аномальний вміст таких хімічних елементів, як кальцій, силіцій, хром, манган, стронцій, ртуть, європій[1].

Класифікація[ред.ред. код]

Історично термін «хімічно пекулярні зорі» стосується гарячих зір головної послідовності. Джордж Престон поділив їх на 4 класи на основі аналізу спектрів[2] :

Назви класів дають загальне уявлення про те, які фізичні особливості відрізняють їх один від одного. Пізніші дослідники включають до класу CP4 ще й збагачені гелієм зорі[3], а також зорі, що мають аномалії ізотопного складу гелію[4], чи взагалі не виділяють цей клас окремо[1].

Також існують класи холодних хімічно пекулярних зір (тобто, зір спектрального класу G або пізніших), але такі зорі, здебільшого, не належать до головної послідовності. Здебільшого, їх класифікують за назвою класу та/або за фізичними властивостями. Фраза хімічно пекулярні зорі без додаткового уточнення зазвичай означає, що зоря належить до гарячих зір головної послідовності. Багато холодних хімічно пекулярних зір показують аномалії вмісту, котрі є результатом перенесення ядерних продуктів горіння з надр зорі на її поверхню. До них належать більшість вуглецевих зір і зір S-типу. Інші є результатом масообміну в подвійній зоряній системі. До них належать барієві зорі та деякі зорі S-типу [5].

Пекулярний вміст хімічних елементів[ред.ред. код]

  • Am-зорі (CP1) показують слабкі лінії одноразово іонізованого кальцію або скандію, але сильніші лінії важких металів. Крім того, вони, як правило, повільно обертаються і їх ефективні температури становлять від 7 000 °K до 10 000 °К.
  • Ар-зорі (СР2) характеризуються потужними магнітними полями, а також підвищеним вмістом таких елементів, як Si, Cr, Sr і Eu. Вони також повільно обертаються. Їх ефективна температура становить від 8 000 °K і 15 000 °K. Хоча питання про розрахунок ефективної температури таких зір ускладнюється особливостями будови їх атмосфери.
  • Ртутно-марганцеві зорі (СР3), також належать до категорії Ар-зір, але не показують сильних магнітних полів, пов'язаних з класичними Ар-зорями. Як видно з назви, ці зорі вказують на надлишок одноразово іонізованих Hg і Mn. Вони також дуже повільно обертаються, навіть за мірками СР-зір. Діапазон температур для цих зір лежить в межах від 10 000 °К до 15 000 °К.
  • Бідні гелієм зорі (CP4) - це зорі спектральних підкласів B5-B8 з ослабленими для цього підкласу лініями гелію. Пекулярність в цьому випадку пояснюється дією дифузії хімічних елементів з врахуванням зоряного вітру.

Причини пекулярності[ред.ред. код]

Як правило, вважається, що їх пекулярність пояснюється своєрідністю будови їх зоряної атмосфери, яку можна пояснити наявністю певних процесів у цих гарячих зорях головної послідовності. До них належать дифузія речовини і/або наявність сильного магнітного поля в зовнішніх шарах цих зір [6]. У результаті цих процесів деякі елементи, зокрема, He, N і O, "тонуть" у нижніх шарах атмосфери зорі, у той час як інші елементи, такі як Mn, Sr, Y, Zr "спливають" у верхні шари зоряної атмосфери, внаслідок чого спостерігаються аномалії вмісту (у порівнянні з хімічним складом атмосфери Сонця) для зазначених хімічних елементів та їх іонів. Передбачається, що внутрішні шари цих зір є однорідними за хімічним складом внаслідок перемішування речовини (наявність ковективних зон) та мають металічність, що відображає склад газових хмар, з яких вони утворилися[2]. Для того, щоб дифузія елементів мала місце, атмосфера такої зорі має бути досить стабільною, внаслідок чого її шари не зазнають перемішування. Запронованим механізмом, що викликає подібну стійкість, є незвично велике й стабільне в часі магнітне поле, яке зазвичай спостерігається у зір цього типу.

Посилання[ред.ред. код]

  1. а б Хімічно пекулярні зорі // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів: ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 512. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031)
  2. а б Preston, George The Chemically Peculiar Stars of the Upper Main Sequence Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol 12, p 257, 1974 (англ.)
  3. Netopil, M. and Paunzen, E. and Maitzen, H. M. and North, P. and Hubrig, S. Chemically peculiar stars and their temperature calibration (2008).(англ.)
  4. Francis LeBlanc (2011). An Introduction to Stellar Astrophysics. John Wiley & Sons. с. 287. ISBN 9781119964971. (англ.)
  5. Д. А. Франк-Каменецкий, О. В. Тутуков. Звёзды (рос.)
  6. Michaud, G. Astrophysical Journal, vol 160, p 641, 1970 (англ.)

Див. також[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]