En astrofísica , las estrellas químicamente peculiares ( estrellas CP ) son estrellas con abundancias de metales claramente inusuales , al menos en sus capas superficiales.
Las estrellas químicamente peculiares son comunes entre las estrellas calientes de la secuencia principal (que queman hidrógeno). Estas peculiares estrellas calientes se han dividido en 4 clases principales según su espectro, aunque a veces se utilizan dos sistemas de clasificación: [1]
Los nombres de las clases proporcionan 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 individualmente ionizados , pero muestran una mayor abundancia de metales pesados. También tienden a rotar lentamente y tienen una temperatura efectiva entre 7000 y10.000K .
Las estrellas Ap (estrellas CP2) se caracterizan por fuertes campos magnéticos, una mayor abundancia 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 una mayor abundancia de Hg y Mn individualmente ionizados. Estas estrellas también rotan muy lentamente, incluso para los estándares de las estrellas CP. El rango de temperatura efectivo para estas estrellas se cotiza entre10 000 y15.000 mil .
Las estrellas He débiles (estrellas CP4) muestran líneas de He más débiles de lo que se esperaría clásicamente a partir de los colores Johnson UBV observados . Una clase rara de estrellas débiles en He son, paradójicamente, las estrellas ricas en helio, con temperaturas de18 000 –23.000 mil . [2] [3]
En general, se piensa que las peculiares composiciones de la superficie observadas en estas estrellas calientes de la secuencia principal han sido causadas por procesos que ocurrieron después de que se formara la estrella, como la difusión o los efectos magnéticos en las capas externas de las estrellas. [4] Estos procesos hacen que algunos elementos, particularmente 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" fuera del interior para la superficie, lo que resulta en las peculiaridades espectrales observadas. Se supone que los centros de las estrellas y la composición general de toda la estrella tienen mezclas de abundancia química más normales que reflejan las composiciones de las nubes de gas a partir de las cuales se formaron. [1] Para que se produzca dicha difusión y levitación y las capas resultantes permanezcan intactas, la atmósfera de dicha estrella debe ser lo suficientemente estable para 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 ellas, la gran mayoría son estrellas Ap (o Bp) con fuertes campos magnéticos. Las estrellas químicamente peculiares, no magnéticas o débilmente magnéticas, se clasifican en su mayoría en las categorías Am o HgMn. [7] [3] Un porcentaje mucho menor muestra peculiaridades más fuertes, como la dramática falta de abundancia de elementos pico de hierro en las estrellas λ Boötis .
Otro grupo de estrellas que a veces se considera químicamente peculiar 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 neutrales, amplias (nebulosas, n ) contrastantes. Éstas 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 hay clases de estrellas frías químicamente peculiares (es decir, estrellas con tipo espectral G o posterior), pero estas estrellas no suelen ser estrellas de la secuencia principal. Generalmente se identifican por el nombre de su clase o alguna etiqueta específica adicional. La frase estrella químicamente peculiar sin más especificaciones generalmente significa un miembro de uno de los tipos de secuencia principal caliente 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; estas incluyen la mayoría de las estrellas de carbono y estrellas de tipo S. Otros son el resultado de la transferencia de masa en un sistema estelar binario ; ejemplos de estos incluyen las estrellas de bario y algunas estrellas S. [6]
Hay muy pocos informes de exoplanetas cuyas estrellas anfitrionas sean estrellas químicamente peculiares. [10] [11] La joven estrella variable HR 8799 , que alberga cuatro planetas masivos fotografiados directamente, pertenece al grupo de estrellas λ Boötis. [12]
