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 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]
Los nombres de las clases proporcionan una buena idea de las peculiaridades que las diferencian 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 aumentadas de metales pesados. También tienden a ser rotadores lentos y tienen una temperatura efectiva entre 7000 y10 000 kilovatios .
Las estrellas Ap (estrellas CP2) se caracterizan por fuertes campos magnéticos, abundancias aumentadas de elementos como Si , Cr , Sr y Eu , y también son generalmente estrellas de rotación lenta. Se dice 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 ionizados individualmente. Estas estrellas también son rotadores muy lentos, incluso para los estándares de las estrellas CP. El rango de temperatura efectiva para estas estrellas se estima entre10 000 y15 000 kilovatios .
Las estrellas débiles en He (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 débiles en He son, paradójicamente, las estrellas ricas en helio, con temperaturas de18 000 –23 000 K . [2] [3]
En general, se cree que las peculiares composiciones superficiales observadas en estas estrellas calientes de la secuencia principal han sido causadas por procesos que sucedieron 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, 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 en masa 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 una estrella de este tipo debe ser lo suficientemente estable a la convección para que no se produzca la 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 fuertes campos magnéticos. 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 de 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, normalmente de las 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 amplias (nebulosas, n ) contrastantes. Estas pueden combinarse con las 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 piensa que son causadas por el efecto Stark . [8]
También existen clases de estrellas químicamente peculiares frías (es decir, estrellas con tipo espectral G o posterior), pero estas estrellas no suelen ser estrellas de la secuencia principal. Suelen identificarse por el nombre de su clase o por alguna etiqueta específica adicional. La frase estrella químicamente peculiar sin más especificaciones suele significar un miembro de uno de los tipos de secuencia principal calientes 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 ; entre ellas se 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]
