estrella químicamente peculiar

En astrofísica , las estrellas químicamente peculiares ( estrellas CP ) son estrellas con patrones distintivos de abundancia de metales y helio , al menos en sus capas superficiales.

Las estrellas químicamente peculiares son comunes entre las estrellas calientes de la secuencia principal (que queman hidrógeno). Estas estrellas calientes peculiares se han dividido en cuatro clases principales en función de sus espectros, aunque a veces se utilizan dos sistemas de clasificación: ^{[ 1 ]}

• Revestimiento metálico no magnético (Am, CP1)
• magnético (Ap, CP2)
• mercurio-manganeso no magnético (HgMn, CP3)
• débil al helio (He-débil, CP4).

Los nombres de las clases dan una buena idea de las peculiaridades que las distinguen de otras estrellas en la secuencia principal o cerca de ella .

Las estrellas Am (estrellas CP1) muestran líneas débiles de Ca y/o Sc ionizados individualmente , pero muestran abundancias enriquecidas de metales pesados. También tienden a ser rotadores lentos y tienen una temperatura efectiva entre 7000 y10 000  K.​

Las estrellas Ap (estrellas CP2) se caracterizan por fuertes campos magnéticos, abundancias elevadas de elementos como Si , Cr , Sr y Eu , y también son generalmente rotadores lentos. Se afirma que la temperatura efectiva de estas estrellas está entre 8000 y15 000  K , pero la cuestión de calcular las temperaturas efectivas en estrellas tan peculiares se complica por la estructura atmosférica.

Las estrellas HgMn (estrellas CP3) también se ubican clásicamente dentro de la categoría Ap, pero no muestran los fuertes campos magnéticos asociados con las estrellas Ap clásicas. Como su nombre lo indica, estas estrellas muestran mayores abundancias de mercurio y manganeso ionizados individualmente . Estas estrellas también son rotadoras muy lentas, incluso para los estándares de las estrellas CP. El rango de temperatura efectiva para estas estrellas se cita entre10 000 y15 000  K.​

Las estrellas He-débiles (estrellas CP4) muestran líneas de He más débiles de lo que se esperaría clásicamente a partir de sus colores Johnson UBV observados . Una clase rara de estrellas He-débiles son, paradójicamente, las estrellas ricas en helio o fuertes en helio, con temperaturas de18 000 –23 000  K . ^{[ 2 ] [ 3 ]}

Generalmente se cree que las peculiares composiciones superficiales observadas en estas estrellas calientes de la secuencia principal se deben a procesos que ocurrieron después de la formación estelar, como la difusión o los efectos magnéticos en las capas exteriores de las estrellas. ^{[ 4 ]} Estos procesos hacen que algunos elementos, en particular He, N y O, se asienten en la atmósfera hacia las capas inferiores, mientras que otros elementos como Mn , Sr , Y y Zr son levitados desde el interior hacia la superficie, lo que da lugar a las peculiaridades espectrales observadas. Se supone que los centros de las estrellas, y las composiciones globales de la estrella en su conjunto, tienen mezclas de abundancia química más normales que reflejan las composiciones de las nubes de gas de las que se formaron. ^{[ 1 ]} Para que se produzcan dicha difusión y levitación y las capas resultantes permanezcan intactas, la atmósfera de una estrella de este tipo debe ser lo suficientemente estable a la convección como para que no se produzca mezcla convectiva. El mecanismo propuesto que causa esta estabilidad es el campo magnético inusualmente grande que generalmente se observa en estrellas de este tipo. ^{[ 5 ]}

Aproximadamente entre el 5 y el 10 % de las estrellas calientes de la secuencia principal muestran peculiaridades químicas. ^{[ 6 ]} De estas, la gran mayoría son estrellas Ap (o Bp) con campos magnéticos fuertes. Las estrellas químicamente peculiares no magnéticas, o solo débilmente magnéticas, caen principalmente en las categorías Am o HgMn. ^{[ 7 ] [ 3 ]} Un porcentaje mucho menor muestra peculiaridades más fuertes, como la dramática subabundancia de elementos del pico de hierro en las estrellas λ Boötis .

Otro grupo de estrellas que a veces se consideran químicamente peculiares son las estrellas 'sn'. Estas estrellas calientes, generalmente de clases espectrales B2 a B9, muestran líneas de Balmer con núcleos nítidos ( s ), líneas de absorción metálicas nítidas y líneas de absorción de helio neutro anchas (nebulosas, n ) contrastantes. Estas pueden combinarse con otras peculiaridades químicas que se observan más comúnmente en las estrellas de tipo B. ^{[ 8 ]}

Originalmente se propuso que las inusuales líneas de helio se crearon en una capa débil de material alrededor de la estrella, ^{[ 9 ]} pero ahora se cree que son causadas por el efecto Stark . ^{[ 8 ]}

También existen clases de estrellas frías químicamente peculiares (es decir, estrellas con tipo espectral G o posterior), pero estas estrellas generalmente no son estrellas de la secuencia principal. Suelen identificarse por el nombre de su clase o alguna otra etiqueta específica. La expresión « estrella químicamente peculiar sin especificación adicional» generalmente se refiere a un miembro de uno de los tipos calientes de la secuencia principal descritos anteriormente. Muchas de las estrellas químicamente peculiares más frías son el resultado de la mezcla de productos de fusión nuclear desde el interior de la estrella hasta su superficie; entre ellas se incluyen la mayoría de las estrellas de carbono y las estrellas de tipo S. Otras son el resultado de la transferencia de masa en un sistema estelar binario ; ejemplos de estas incluyen las estrellas de bario , las estrellas CN y algunas estrellas S. ^{[ 6 ]}

Hay pocos informes de exoplanetas en tránsito cuyas estrellas anfitrionas sean estrellas químicamente peculiares. ^{[ 10 ] [ 11 ]} La joven estrella variable HR 8799 , que alberga cuatro planetas masivos observados directamente , pertenece al grupo de estrellas λ Boötis. ^{[ 12 ]} De manera similar, se descubrió mediante imágenes directas que la estrella binaria HIP 79098 , cuya primaria es una estrella de mercurio-manganeso, tiene una enana marrón circumbinaria o un gigante gaseoso circumbinario . ^{[ 13 ] [ 14 ]}

• Lista de estrellas que presentan períodos de atenuación inusuales
• La estrella de Przybylski