Pekuliäre Stär

An der Astrophysik gi Stären als Pekuliär Stären oder och als Cheemesch 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 cheemesch pekuliäre Stäre geet op d'Antonia Maury, eng US-amerikanesch Astronomin um Harvard-College-Observatoire, zeréck, 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.

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

De Klassennumm weist schonn op d'Besonneschheete vun de verschiddene Klassen am Verglach mat de Stäre vun der Haaptrei, hin.

Cheemesch Pekuliär Stären (kuerz CP-Stären) si wäit verbreet ënner de gliddege]] Stären déi Waasserstoff fusionéieren a gehéieren zur Haaptrei. Et goufen awer och kill CP-Stären (Spektraltyp G a spéider) souwéi ongewéinlech Zesummesetzunge bei Kuelestoffstären a Stäre vum Spektraltyp S observéiert.

D'Am-Stären (CP1 Stären) weisen nëmme schwaach Spektrallinne vun einfach ioniséiertem Ca an/oder Sc, awer Iwwerheefegkeete 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.

D'Ap- a Bp-Stären (CP2 Stären) hunn typescherweis charakteristesch staark Magnéitfelder, Iwwerheefegkeete 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 bei de Pekuliäre Stären, wéinst hire komplexen Atmosphärestrukturen, generell schwiereg ass.

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

Heliumaarm Stären (CP4 Stäre) weise signifikant méi schwaach He-Linne wéi een et no hirer klassescher Photometrie am UBV-System vum Johnson erwaarden dierft.

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

Déi Prozesser verursaache bei en ettlechen Elementer, speziell bei He, N a O, datt si a méi déif Schichte vun der Stäratmosphär eroffalen, wärend aner Elementer wéi Mn, Sr, Y an Zr vun den zentralere Beräicher am Stär no uewe gehuewe ginn, wat dann zu de besonnesche stellare Spektre féiert. Et gëtt ugeholl, datt d'Zentre vun deene Stäre sou wéi de groussen Deel vum Rescht vum Stär och, ganz normal Heefegkeete vun den Elementer opweisen. D'Heefegkeeten, déi och déi Gaswolleken hunn, aus deenen si am Ufank entstane sinn^[3]. Fir datt déi Heefegkeetsverdeelung a Schichtung duerch déi genannt Prozesser iwwer méi laang Zäit ewech stabil bleiwen, mussen d'Atmosphäre 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 Stärtyppen observéiert konnt ginn, déi noutwendeg stabiliséierend Roll iwwerhuelen.

Et existéieren awer och méi kill Stäre (vum Spektraltyp G oder méi spéit) mat cheemeschen Eegenheeten. Hei handelt et sech awer typescherweis net ëm Haaptreiestäre. Gewéinlech ginn déi Stäre dann duerch hire Klassennumm oder aner weidergoend Spezifikatioune bezeechent. Wa vu Cheemesch 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. E Beispill dofir sinn d'Bariumstären an e puer Stäre vum S Spektraltyp^[5].

Portal Astronomie

• Eegebeweegung
• Dopplereffekt

Commons: Pekuliäre Stär – Biller, Videoen oder Audiodateien

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