特殊恒星
特殊恒星（chemically peculiar stars），是在天文物理学上具有明显不寻常的金属丰度，至少在它们的表层，是异常的恒星。
分类
特殊恒星在高温的主序星(氢燃烧)恒星中很常见。虽然有两套经常使用的分类系统，但根据光谱，这些炙热的特殊恒星被分为4大类[1]：
这种分类提供了一个很好的概念，说明了它们与主序带上或附近其它恒星的区别。Am星（CP1星）显示出微弱的单电离钙(Ca)和/或钪(Sc)谱线，但重金属丰度增强。它们的转动通常也是缓慢的，其有效温度在7,000〜10,000K之间。Ap星（CP2星）具有强磁场、如硅（Si）、铬（Cr）、锶（Sr）、和铕（Eu）等元素丰度增强的特点，通常也是旋转缓慢的天体。这些天体的有效温度在8,000〜15,000K之间，但是计算这些特殊恒星的有效温度会因为大气结构而使问题变得复杂。汞-锰星（CP3星）在传统上也归入Ap类，但它们没有显示出与经典Ap星相关的强磁场。顾名思义，这些恒星显示出单电离汞和锰丰度的增加。这些恒星的转动，即使以CP星的标准来衡量也是非常缓慢。这些恒星的有效温度范围在10,000〜15,000K之间。弱氦星（CP4星）显示出微弱的氦谱线，比约翰逊UBV系统预期的经典值为弱。矛盾的是，一类罕见的弱氦星是富含氦的恒星，温度在18,000〜23,000K之间[2][3]。
特殊性的原因
人们普遍认为，在这些热的主序星中观察到的奇特表面组成，是由于恒星形成后发生的过程，如恒星外层的扩散或磁效应引起的[4]。这些过程导致一些元素，特别是氦、氮和氧在大气中"沉淀"到下面的层次中，而其它元素，如锰、锶、钇（Y）和锆（Zr）则从内部"悬浮"到表面，从而导致到观察到的光谱特性。假设恒星的中心和整颗恒星的主体成分有更多正常的化学丰度混合物，这些混合物反应了形成它们的气体云成分[1]。 为了使这种扩散和悬浮发生，并且由此产生的层保持完整，这样的一颗恒星其大气必须足够稳定，以使对流的混合不会发生。在这类恒星中普遍观察到的异常强大磁场，是造成这种稳定性的机制[5]。
大约有5-10%的热主序星显示出异常的化学特性[6]。其中，绝大多数是具有强磁场的Ap或Bp星。无磁场或只有微弱磁性，化学特性异常的大多属于Am或汞-锰星[7][3]。只有极小百分比显示出更强的特性，例如在玄戈（牧夫座λ）戏剧性的呈现铁峰顶元素显著的不足。
sn星
另一类有时被认为化学性质异常的特殊星是sn星。这些通常是光谱类型B2至B9的热恒星，显示出明锐（s）的巴耳末线核心和尖锐的金属吸收线， 以及对比下较宽（模糊的，n）的中性氦吸收线。 这些可能与其它更常见于B型恒星的化学特性相结合[8]。
做出有人提出，不寻常的氦线是在恒星周围一层脆弱的物质壳中产生的[9]，但现在认定是由史塔克效应引起的[8]。
其它恒星
也有一些化学性质奇特的低温恒星（即光谱类型为G或其后接续级别的恒星），但这些恒星通常不是主序星。它们通常通过类型名称或其他特定的标签来标识。没有短语进一步说明的化学性质特殊的恒星，通常是指前述高温主序列类型之一的成员。许多温度较低的化学性质特殊恒星是恒星内部的核聚变产物与其表面物质混合的结果；其中包括大多数的碳星和S-型星。另一些则是联星系统中质量转移的结果；这些例仔包括钡星和一些S-型星[6]。
参考资料
- ^ 1.0 1.1 Preston, G. W. The chemically peculiar stars of the upper main sequence. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1974, 12: 257–277. Bibcode:1974ARA&A..12..257P. doi:10.1146/annurev.aa.12.090174.001353.
- ^ Gomez, A. E; Luri, X; Grenier, S; Figueras, F; North, P; Royer, F; Torra, J; Mennessier, M. O. The HR-diagram from HIPPARCOS data. Absolute magnitudes and kinematics of BP - AP stars. Astronomy and Astrophysics. 1998, 336: 953. Bibcode:1998A&A...336..953G.
- ^ 3.0 3.1 Netopil, M; Paunzen, E; Maitzen, H. M; North, P; Hubrig, S. Chemically peculiar stars and their temperature calibration. Astronomy & Astrophysics. 2008, 491 (2): 545. Bibcode:2008A&A...491..545N. S2CID 14084961. arXiv:0809.5131
. doi:10.1051/0004-6361:200810325.
- ^ Michaud, Georges. Diffusion Processes in Peculiar a Stars. Astrophysical Journal. 1970, 160: 641. Bibcode:1970ApJ...160..641M. doi:10.1086/150459.
- ^ Kochukhov, O; Bagnulo, S. Evolutionary state of magnetic chemically peculiar stars. Astronomy & Astrophysics. 2006, 450 (2): 763. Bibcode:2006A&A...450..763K. S2CID 18596834. arXiv:astro-ph/0601461 . doi:10.1051/0004-6361:20054596.
- ^ 6.0 6.1 McClure, R. D. The carbon and related stars. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 1985, 79: 277. Bibcode:1985JRASC..79..277M.
- ^ Bychkov, V. D; Bychkova, L. V; Madej, J. Catalogue of averaged stellar effective magnetic fields - II. Re-discussion of chemically peculiar a and B stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2009, 394 (3): 1338. Bibcode:2009MNRAS.394.1338B. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.14227.x.
- ^ 8.0 8.1 Saffe, C.; Levato, H.; Maitzen, H. M.; North, P.; Hubrig, S. On the nature of sn stars. I. A detailed abundance study. Astronomy and Astrophysics. 2014, 562: A128. Bibcode:2014A&A...562A.128S. S2CID 119261402. arXiv:1401.5764 . doi:10.1051/0004-6361/201322091.
- ^ Abt, H. A.; Levato, H. Spectral types in the Orion OB1 association. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1977, 89: 797. Bibcode:1977PASP...89..797A. doi:10.1086/130230 .
