Pekuliäre Stär

Vu Wikipedia
Wiesselen op: Navigatioun, sichen

An der Astrophysik gi Stären als Pekuliär Stären oder och als Chemesch Pekuliär Stären oder kuerz CP Stäre bezeechent, déi ongewéinlech Metallheefegkeeten op d'mannst an der uewerflächennoer Schicht vun hirer Stärenatmosphär, der Photosphär, hunn.

D'Entdeckung vu chemesch pekuliäre Stäre geet op d'Antonia Maury, eng US-amerikanesch Astronomin um Harvard-College-Observatoire, zréck, déi stellar Spektren observéiert huet an am Joer 1897 e Katalog vu Stäre-Klassifikatioune publizéiert huet.[1] Si hat fir d'éischt Ofwäichungen an de Spektre vun e puer Stären entdeckt. D'Existenz vu staarke Magnéitfelder bei CP-Stäre gouf 1948 vum Horace W. Babcock mam Zeeman-Effet begrënnt.[2] Den éischte spektroskopeschen Nowäis vun CP-Stären an de Magellanesche Wolleken ass am Joer 2010 gelongen.

Iwwersiicht[änneren | Quelltext änneren]

Déi gliddeg Pekuliär Stäre goufen op Basis vun hire Spektren a 4 Haaptklassen ënnerdeelt, obwuel heiansdo och nëmmen 2 Klassifizéierungssystemer benotzt ginn[3]:

Klassenumm Alternativbezeechnung Kierzel Erklärung
Metalllinne-Stär Am-Stär CP1 Heefeg staark an heiansdo variabel Absorptiounsspektren vun Zénk, Strontium, Zirkonium a Barium. Kaum aner Metaller wéi z. B. Calcium a Scandium
Ap a Bp - CP2 Ap- a Bp-Stäre weise vill Metaller wéi Strontium, Chrom an Europium op; zousätzlech och Praseodym an Neodym
Quecksëlwer-Mangan-Stär HgMn-Stär CP3 Quecksëlwer-Mangan-Stäre mat opfalende Spektrallinnen duerch ioniséiert Quecksëlwer. Iwwerschoss vu chemeschen Elementer wéi Phosphor, Mangan, Gallium, Strontium, Yttrium, Zirkonium, Platin a Quecksëlwer an der Stärenatmosphär
Heliumaarme-Stär - CP4 Heliumaarm; schwaach He-Linnen

De Klassennumm léisst schonn d'Besonneschkeeten vun de verschiddene Klassen am Verglach mat de Stäre vun der Haaptrei erahnen.

Eegenschaften[änneren | Quelltext änneren]

Déi Chemesch Pekuliär Stären (kuerz CP-Stären) si wäit verbreet ënner den gliddege waasserstofffusionéierende Stären a gehéieren zur Haaptrei. Et goufen awer och kill CP-Stären (Spektraltyp G a spéider) souwéi ongewéinlech Zesummesetzungen bei Kuelestoffstären a Stäre vum Spektraltyp S observéiert.

Metalllinne-Stären[änneren | Quelltext änneren]

D'Am-Stären (CP1 Stären) weisen nëmme schwaach Spektrallinne vun einfach ioniséiertem Ca an/oder Sc, awer Iwwerheefegkeeten vu schwéiere Metaller wéi Zn, Sr, Zr a Ba. Si tendéieren zu luese Rotatiounsvitessen an hunn Effektivtemperaturen tëscht 7.000 K an 10.000 K.

Ap- an Bp Stären[änneren | Quelltext änneren]

D'Ap- an Bp-Stären (CP2 Stären) hunn typescherweis charakteristesch staark Magnéitfelder, Iwwerheefegkeeten vun Elementer wéi Si, Cr, Sr an Eu, souwéi och Pr an Nd a si meeschtens och Stären déi lues dréinen. D'Effektivtemperature vun deem Typ leien tëscht 8.000 K a 15.000 K, woubäi sech d'Bestëmmung vun der Effektivtemperatur generell bei de Pekuliäre Stären, duerch hir komplex Atmosphärestrukturen, als schwiereg duerstellt.

Quecksëlwer-Mangan-Stären[änneren | Quelltext änneren]

D'HgMn-Stäre (CP3 Stäre) gi klassesch och ënner den Ap-Stäre gefouert, hunn awer net wéi déi sou staark Magnéitfelder. Si weisen, wéi hire Numm schonns verréit, staark Spektrallinne mat einfach ioniséiertem Quecksëlwer Hg an Mangan Mn. Si hunn och ganz lues Rotatiounsvitesse, selwer verglach mam Standard vun den anere Typen vun den CP Stäre. Den Effektivtemperaturberäich läit bei de Quecksëlwer-Mangan-Stären tëscht 10.000 K an 15.000 K.

Heliumaarm Stäre[änneren | Quelltext änneren]

Heliumaarm Stäre (CP4 Stäre) weisen signifikant méi schwaach He-Linnen wéi een et no hirer klassescher Photometrie am UBV-System vum Johnson erwarden dierft.

Zesummefaassung[änneren | Quelltext änneren]

Grondsätzlech gëtt ugeholl, datt déi besonnesch Uewerflächenzesummesetzungen, déi mer bei dsen CP-Stäre gesinn, eréischt duerch Prozesser no der Stäregenesis veruersaacht ginn; dat wär engersäits d'Diffusioun an anerrsäits och duerch d'Magnéitfeld erbäigefouert Effete an de baussenzege Schichte vun de Stäratmosphären[4].

Déi Prozesser veruersaachen bei etleche Elementer, speziell bei He, N a O, datt si a méi déif Schichten vun der Stäratmosphär eroffalen, während aner Elementer wéi Mn, Sr, Y an Zr vun de zentralere Beräicher am Stär no uewe gehuewe ginn, wat dann zu den besonnesche stellare Spektren féiert. Et gëtt ugeholl, datt d'Zentren vun deene Stäre sou wéi de groussen Deel vum reschtleche Stär och, ganz normal Heefegkeeten vun den Elementer opweisen. D'Heefegkeeten, déi och déi Gaswolleken hunn, aus deenen si am Ufank entstane sinn[3]. Fir datt déi Heefegkeetsverteelung a Schichtung duerch déi genannte Prozesser iwwer méi laang Zäit ewech stabil bleiwen, mussen d'Atmosphären vun deene Stäre selwer genuch stabil bleiwen, fir datt keng Konvektioun optriede kann, déi nees erëm d'Duerchmëschung am Stär ze staark géif gi loossen. An hei kéint dat ongewéinlech staarkt Magnéitfeld, dat bei deene Stärtype observéiert konnt ginn, déi noutwendeg stabiliséierend Roll iwwerhuelen.

Et existéieren awer och méi kill Stäre (vum Spektraltyp G oder méi spéit) mat chemesche Eegenheeten. Hei handelt et sech awer typescherweis net ëm Haaptreiestäre. Gewéinlech ginn déi Stäre dann duerch hire Klassenumm oder aner weidergoend Spezifikatioune bezeechent. Wa vu Chemesch Pekuliäre Stären ouni zousätzlech weider Spezifikatiounen d'Ried ass, handelt et sech eigentlech ëmmer ëm déi uewe beschriwwe gliddeg Haaptreiestäre.

Vill vun de méi kille CP-Stäre sinn d'Resultat vun enger Mëschung aus nukleare Fusiounsprodukter aus dem bannenzege Stäreberäich a senger Photosphär; dat schléisst souwuel d'Kuelenstoffstäre wéi och d'Stäre vum Spektraltyp S mat an. Aner sinn d'Resultat vu Massentransfere bei enke Duebelstärsystemer; Beispill heifir sinn d'Bariumstäre an e puer Stäre vum S Spektraltyp[5].

Kuckt och[änneren | Quelltext änneren]

Saturn 01.svg Portal Astronomie

Referenzen[Quelltext änneren]

  1. Antonia C. Maury, Edward C. Pickering: Spectra of bright stars photographed with the 11-inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial. In: Annals of Harvard College Observatory, 1897.
  2. Horace W. Babcock: The Magnetic Field of γ Equulei. Astrophysical Journal, 1948.
  3. 3,0 3,1 George Preston: The Chemically Peculiar Stars of the Upper Main Sequence. In: Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol 12, p 257, 1974.
  4. Georges Michaud: Diffusion Processes in Peculiar A Stars. In: Astrophysical Journal, vol 160, p 641, 1970
  5. McClure, R. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, vol 79, pp. 277-293, Dec. 1985