Пекуля́рные звёзды (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 звёзды были разделены на 4 основных класса на основе их спектров (хотя иногда используются ещё две системы классификации) :

• — звёзды с интенсивными спектральными линиями металлов:
  • Am-звёзды , (CP1),
  • Ap-звёзды , (CP2),
• ртутно-марганцевые звёзды (HgMn, CP3)
• Бедные гелием звёзды (He-weak, CP4).

Am-звёзды

Am-звёзды (CP1) показывают слабые линии однократно ионизованного кальция и/или скандия , но более сильные линии тяжёлых металлов . Кроме того, они, как правило, медленно вращаются , а их эффективные температуры лежат в пределах от 7000 до 10 000 К.

Ар-звёзды

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 8000 до 15 000 K, хотя расчёт эффективной температуры таких звёзд осложняется особенностями строения их атмосферы.

Ртутно-марганцевые звёзды

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 звёзды содержат избыток однократно ионизованных Hg и Mn . Эти звёзды также очень медленно вращаются даже по меркам СР-звёзд . Диапазон температур для этих звёзд находится в пределах от 10 000 до 15 000 К.

Звёзды CP4

Бедные гелием звёзды (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 звёзды образовались.

К ним относятся диффузия вещества и/или магнитные эффекты в наружных слоях звёзд . В результате деятельности этих процессов некоторые элементы, в частности He , N и O , «тонут» в нижних слоях атмосферы звезды, 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 содержат больше химических элементов, которые отражают состав газовых облаков, из которых они образовались . 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 являются звёздами главной последовательности . Они, как правило, определяются по названию своего класса или каким-либо указанием на их конкретные свойства. Фраза химически пекулярные звёзды без дополнительного уточнения обычно означает, что звезда — член одного из основных видов горячих звёзд главной последовательности, описанных выше. Многие из холодных химически пекулярных звёзд являются результатом переноса ядерных продуктов деления из недр звезды к её поверхности, к ним относятся большинство углеродных звёзд и звёзд S-типа .

Другие являются результатом массообмена в двойной звёздной системе , к ним относятся бариевые звёзды и некоторые звёзды S-типа .

Примечания