Kemiallisesti poikkeava tähti
Astrofysiikassa kemiallisesti poikkeava tähti (CP-tähti) on tähti, jossa on ainakin pintaosissa selvästi poikkeava määrä metalleja.
Luokittelu muokkaa
Kemiallisesti poikkeavat tähdet ovat yleisiä kuumien pääsarjan (vetyä polttavien) tähtien joukossa. Nämä kuumat poikkeavat tähdet on jaettu neljään pääryhmään spektriensä perusteella[1]:
- ei-magneettiset metalliviivoilla (Am, CP1)
- magneettiset (Ap, CP2)
- ei-magneettiset elohopea-mangaanitähdet (HgMn, CP3)
- heikoilla heliumviivoilla (He-weak, CP4).
Am-tähtien (CP1) spektrissä on heikot ionisoituneen Ca- ja/tai Sc-viivat, mutta runsaasti raskaita metalleja. Ne pyörivät yleensä hitaasti, ja niiden lämpötila on 7 000-10 000 K. Ap-tähdet (CP2) erottuvat muista voimakkaan magneettikenttänsä takia, ja runsaan piin, kromin, strontiumin ja europiumin sekä samankaltaisten alkuaineiden perusteella. Nekin pyörivät hitaasti. Niiden lämpötila on 8 000 K ja 15 000 K välillä, mutta lämpötilan tarkka määrittäminen on vaikeaa tähden poikkeavuuksien takia. Elohopea-mangaanitähdet (CP3) muistuttavat Ap-tähtiä, mutta niiden magneettikentät eivät ole yhtä voimakkaita. Nimensä mukaisesti niiden spektrissä näkyy ionisoitunutta elohopeaa ja mangaania. Ne pyörivät hyvin hitaasti jopa muihin kemiallisesti poikkeaviin tähtiin verrattuna. Lämpötila on 10 000 K ja 15 000 K välillä. Neljäs ryhmä (CP4) ovat kemiallisesti poikkeavat tähdet, joiden spektrin heliumviivat ovat heikompia kuin mitä niiden väristä voisi olettaa.[2]
Poikkeavuuden syitä muokkaa
Arvellaan, että kemiallisesti poikkeavien tähtien erikoiset spektrit johtuvat niiden muodostumisen jälkeisistä prosesseista, kuten diffuusiosta tai erilaisista magneettisista vaikutuksista. Nämä olisivat saaneet jotkin alkuaineet, erityisesti heliumin, neonin ja hapen laskeutumaan tähden pintakerroksista syvemmälle, kun taas raskaampia alkuaineita on kohonnut tähden sisäosista. Näiden tähtien sisäosien uskotaan olevan kemialliselta koostumukseltaan normaali.[1] Tämä viittaa stabiiliin kaasukehään, missä konvention aiheuttamaa sekoittumista ei tapahdu; on esitetty, että tämä johtuu näiden tähtien yleensä voimakkaista magneettikentistä.
5-10% kuumista pääsarjan tähdistä on jollain tavoin kemiallisesti poikkeavia. Näistä suurin osa on Ap-tyypin tähtiä, joilla on voimakkaat magneettikentät. Ei-magneettisista tai heikosti magneettisista CP-tähdistä valtaosa on Am- tai HgMn-tyyppiä.[3]
Muita tähtiä muokkaa
On olemassa myös kemiallisesti poikkeavia viileitä tähtiä (spektriluokkaa G, K tai M), mutta ne eivät yleensä ole pääsarjassa, ja niillä on omat luokkansa. "Kemiallisesti poikkeava" ilman tarkempia määreitä viittaa tähtitieteessä nimenomaan yllä kuvattuihin kuumiin pääsarjan tähtiin. Useimmat kemiallisesti poikkeavat viileät tähdet ovat seurausta fuusiotuotteiden noususta tähden sisäosista sen pintakerrokseen. Näitä ovat suurin osa hiilitähdistä ja S-tähdistä. Loput ovat seurausta aineen siirtymisestä kaksoistähden komponenttien välillä, kuten bariumtähdet ja osa S-tähdistä.[4]
Lähteet muokkaa
- ↑ a b Preston G.W.: The chemically peculiar stars of the upper main sequence. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 1974, 12. vsk, s. 257–277. doi:10.1146/annurev.aa.12.090174.001353. Bibcode:1974ARA&A..12..257P.
- ↑ Gomez A.E. et al: The HR-diagram from HIPPARCOS data. Absolute magnitudes and kinematics of BP - AP stars. Astronomy and Astrophysics, 1998, nro 336, s. 953. Bibcode:1998A&A...336..953G. (englanniksi)
- ↑ Netopil M. et al: Chemically peculiar stars and their temperature calibration. Astronomy and Astrophysics, 2008, nro 491, s. 545. Bibcode:2008A&A...491..545N.
- ↑ McClure R.D.: The carbon and related stars. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, 1985, 79. vsk, s. 277. Bibcode:1985JRASC..79..277M. (englanniksi)