化学的に特異な星

天体物理学において、化学的に特異な星( CP 星) とは、少なくとも表面層において 金属とヘリウムの存在比が独特なパターンを示す星のことです。

分類

化学的に特異な星は、高温主系列（水素燃焼）星によく見られる。これらの高温特異星は、スペクトルに基づいて4つの主要なクラスに分類されているが、2つの分類体系が用いられることもある。[ 1 ]

クラス名は、主系列上またはその近くにある他の恒星と区別される特異性をよく表しています。

Am星（CP1星）は、 CaおよびScの単一イオン化による弱い線を示すが、重金属の組成比が高い。また、自転速度が遅く、有効温度は7000～7000℃である。10000K。 ​ ​

Ap星（CP2星）は、強い磁場と、Si、Cr、Sr、Euなどの元素の豊富な存在比を特徴とし、また一般的にゆっくりと自転する。これらの星の有効温度は8000～15,000  Kですが、このような特異な星の有効温度を計算する問題は、大気の構造によって複雑になります 。

HgMn星（CP3星）も古典的にはAp星に分類されますが、古典的なAp星に見られるような強い磁場は示しません。名前が示すように、これらの星は一価イオン化した水銀とマンガンの組成比が増大しています。また、これらの星はCP星の基準から見ても非常にゆっくりと自転しています。これらの星の有効温度範囲は、10000と​15000K。 ​ ​

ヘリウム弱星（CP4星）は、観測されるジョンソンUBVカラーから古典的に予想されるよりも弱いヘリウム線を示します。ヘリウム弱星のまれなクラスは、逆説的ですが、ヘリウム過剰またはヘリウム強星であり、温度は18,000～​23000  K . [ 2 ] [ 3 ]​

特異性の原因

これらの高温主系列星で観測される特異な表面組成は、星形成後に起こった拡散や星の外層における磁気効果といった過程によって引き起こされたと一般的に考えられています。[ 4 ]これらの過程により、一部の元素、特にHe、N、Oは大気中で下層に「沈降」し、一方でMn、Sr、Y、Zrなどの他の元素は内部から表面に「浮上」し、観測されるスペクトルの特異性が生じます。星の中心部と星全体のバルク組成は、それらが形成されたガス雲の組成を反映した、より一般的な化学組成の混合状態にあると想定されています。 [ 1 ]このような拡散と浮上が起こり、結果として生じた層がそのまま残るためには、そのような星の大気は対流が起こらないほど安定していなければなりません。この安定性を引き起こすメカニズムとして提案されているのは、この種の星で一般的に観測される異常に強い磁場です。[ 5 ]

高温主系列星の約5～10%は化学的特異性を示す。[ 6 ]これらのうち、大多数は強い磁場を持つAp型（またはBp型）星である。非磁性、あるいは弱い磁性を持つ化学的に特異な星は、主にAm型またはHgMn型に分類される。[ 7 ] [ 3 ]ごく少数の星が、うしかい座λ型星における鉄元素の極端に少ないことなど、より強い特異性を示す。

snスター

化学的に特異であるとされることもあるもう一つの星のグループに、「sn」星があります。これらの高温星は、通常スペクトル型B2からB9に属し、鋭い（s ）核を持つバルマー線、鋭い金属吸収線、そして対照的に幅広い（星雲状の、n）中性ヘリウム吸収線を示します。これらは、B型星によく見られる他の化学的特異性と組み合わさっている可能性があります。[ 8 ]

当初、異常なヘリウムの線は恒星の周りの弱い物質の殻で生成されたと提案されましたが[ 9 ] 、現在ではシュタルク効果によって引き起こされたと考えられています。[ 8 ]

その他のスター

化学的に特異な低温星（スペクトル型G以降の星）のクラスも存在するが、これらの星は典型的には主系列星ではない。これらは通常、クラス名またはその他の特定のラベルで識別される。 「化学的に特異な星」という表現は、特に指定がない場合、通常は上記の高温主系列型のいずれかのメンバーを意味する。より低温の化学的に特異な星の多くは、星内部の核融合生成物が星の表面へ混合された結果生じたものであり、これにはほとんどの炭素星とS型星が含まれる。その他の星は連星系における質量移動の結果であり、これらの例としては、バリウム星、CN星、および一部のS型星などがある。[ 6 ]

恒星間伴星

化学的に特異な恒星を主星とする太陽系外惑星の報告はほとんどない。 [ 10 ] [ 11 ] 4つの大質量惑星を直接撮影した若い変光星HR 8799は、うしかい座λ星のグループに属している。[ 12 ]同様に、主星が水銀マンガン星である連星HIP 79098は、直接撮影によって連星系外の褐色矮星か連星系外のガス巨星のいずれかを持つことがわかった。[ 13 ] [ 14 ]

参照

参考文献

  1. ^ a bプレストン、G. W. (1974). 「上部主系列の化学的に特異な星」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 12 : 257–277 . Bibcode : 1974ARA&A..12..257P . doi : 10.1146/annurev.aa.12.090174.001353 .
  2. ^ Gomez, A. E; Luri, X; Grenier, S; Figueras, F; North, P; Royer, F; Torra, J; Mennessier, M. O (1998). 「HIPPARCOSデータによるHR図．BP-AP星の絶対等級と運動学」『天文学と天体物理学』336 :953.書誌コード: 1998A&A...336..953G .
  3. ^ a b Netopil, M; Paunzen, E; Maitzen, H. M; North, P; Hubrig, S (2008). 「化学的に特異な星とその温度較正」. Astronomy & Astrophysics . 491 (2): 545. arXiv : 0809.5131 . Bibcode : 2008A&A...491..545N . doi : 10.1051/0004-6361:200810325 . S2CID 14084961 . 
  4. ^ミショー、ジョルジュ (1970). 「特異α星における拡散過程」 .天体物理学ジャーナル. 160 :641. Bibcode : 1970ApJ...160..641M . doi : 10.1086/150459 .
  5. ^ Kochukhov, O; Bagnulo, S (2006). 「磁気化学的に特異な星の進化状態」.天文学と天体物理学. 450 (2): 763. arXiv : astro-ph/0601461 . Bibcode : 2006A&A...450..763K . doi : 10.1051/0004-6361:20054596 . S2CID 18596834 . 
  6. ^ a b McClure, R. D (1985). 「炭素星とそれに関連する星」.カナダ王立天文学会誌. 79 : 277. Bibcode : 1985JRASC..79..277M .
  7. ^ Bychkov, V. D; Bychkova, L. V; Madej, J (2009). 「平均恒星有効磁場カタログ - II. 化学的に特異なa型およびB型星の再考察」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 394 (3): 1338. Bibcode : 2009MNRAS.394.1338B . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.14227.x . S2CID 120268049 . 
  8. ^ a b Saffe, C.; Levato, H.; Maitzen, HM; North, P.; Hubrig, S. (2014). 「sn星の性質について。I. 詳細な存在比の研究」.天文学と天体物理学. 562 : A128. arXiv : 1401.5764 . Bibcode : 2014A&A...562A.128S . doi : 10.1051/0004-6361/201322091 . S2CID 119261402 . 
  9. ^ Abt, HA; Levato, H. (1977). 「オリオンOB1アソシエーションのスペクトル型」 .太平洋天文学会刊行物. 89 : 797. Bibcode : 1977PASP...89..797A . doi : 10.1086/130230 .
  10. ^ Hellier, Coel; Anderson, DR; Barkaoui, K; Benkhaldoun, Z; Bouchy, F; Burdanov, A; Cameron, A Collier; Delrez, L; Gillon, M; Jehin, E; Nielsen, LD; Maxted, PFL; Pepe, F; Pollacco, D; Pozuelos, FJ (2019-11-21). "WASP-South hot Jupiters: WASP-178b, WASP-184b, WASP-185b, and WASP-192b" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 490 (1): 1479– 1487. arXiv : 1907.11667 . Bibcode : 2019MNRAS.490.1479H . doi : 10.1093/mnras/stz2713 . ISSN 0035-8711 . 
  11. ^サフェ、C.;ミケラレナ、P.アラコリア、J.ゴンザレス、JF。フローレス、M.アランチビア、M. ジャック。カルボ、D.ジョフレ、E.コラード、A. (2020-09-01)。 「KELT-17: 化学的に特異な Am 星とホットジュピター惑星」。天文学と天体物理学。641 : A145。arXiv : 2007.14210。ビブコード: 2020A&A...641A.145S。土井：10.1051/0004-6361/202038843。ISSN 0004-6361。S2CID 220831091。  
  12. ^ Wang, Ji; Wang, Jason J.; Ma, Bo; Chilcote, Jeffrey; Ertel, Steve; Guyon, Olivier; Ilyin, Ilya; Jovanovic, Nemanja; Kalas, Paul; Lozi, Julien; Macintosh, Bruce; Strassmeier, Klaus G.; Stone, Jordan (2020年9月). 「HR 8799と惑星cの化学的存在量について」 .天文学ジャーナル. 160 (3): 150. arXiv : 2007.02810 . Bibcode : 2020AJ....160..150W . doi : 10.3847/1538-3881/ababa7 . ISSN 1538-3881 . 
  13. ^ Paunzen, E.; Wraight, KT; Fossati, L.; Netopil, M.; White, GJ; Bewsher, D. (2013)「STEREO衛星による化学的に特異な星の光度測定研究 - II. 非磁性化学的に特異な星」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、429 (1): 119、arXiv : 1211.1535、Bibcode : 2013MNRAS.429..119P、doi : 10.1093/mnras/sts318
  14. ^ヤンソン、マルクス;アセンシオ＝トーレス、ルーベン。アンドレ、ダミアン。ボヌフォワ、ミカエル。デロルム、フィリップ。レフェルト、ザビーネ。デジデラ、シルバノ。ラングロワ、モード。ショーヴァン、ガエル。グラットン、ラファエレ。ボーン、アレクサンダー J.エリクソン、サイモン C.マルロー、ガブリエル＝ドミニク。ママジェク、エリック E.ビガン、アーサー。カーソン、ジョセフ C. (2019)、「B 星系外惑星の存在量研究：若い連星系 HIP 79098 に共存する 16-25 M Jup型伴星」、天文学と天体物理学、626 : A99、arXiv : 1906.02787、Bibcode : 2019A&A...626A..99J、doi : 10.1051/0004-6361/201935687、S2CID 174801322 
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