Gwiazdy chemicznie osobliwe typu $^3$He

Osobliowść gwiazd chemicznie osobliwych (ang. chemically peculiar, CP) wiąże się z ich istotnie innym od słonecznego składem chemicznym i to nie przez zwykłe przeskalowanie, ale selektywnie względem różnych pierwiastków. Na przykład gwiazdy typu HgMn mają w swoich atmosferach aż do miliona razy więcej rtęci i tysiąca razy więcej manganu niż Słońce. Wśród pierwiastków, których obfitości mogą być bardzo różne od typowych są m.in. hel, krzem, stront, chrom, europ i wiele innych. Można się zastanawiać co jest źródłem wzbogacenia tych gwiazd w tak osobliwe pierwiastki chemiczne i okazuje się, że nie są to ani reakcje chemiczne, ani opadająca na gwiazdy materia z ich otoczenia, ale proces dyfuzji napędzany przez promieniowanie, które selektywnie oddziałuje z atomami różnych pierwiastków w ich atmosferach. I tak atomy, które w niewielkim stopniu oddziałują z promieniowaniem toną, podczas gdy pozostałe są wynoszone w górne warstwy atmosfer i tam się gromadzą.¹ Gwiazdy chemicznie osobliwe mają temperatury w zakresie od około 7000 K do 26000 K ², przy czym dla porównania temperatura efektywna Słońca to 5777 K. Dolna granica temperatur związana jest z obecnością zewnętrznej warstwy konwekcyjnej w gwiazdach chłodniejszych, a górna, z obecnością silnego wiatru gwiazdowego w przypadku gwiazd gorących.

Warunkiem koniecznym powstania chemicznych osobliwości jest dodatkowo powolna rotacja danej gwiazdy, ponieważ w gwiazdach szybko rotujących, występują dodatkowe procesy mieszania, które nie pozwalają na rozwinięcie się osobliwości. Z tego powodu tylko, częśc gwiazd w podanym zakresie temperatur jest chemicznie osobliwa. Jaka część gwiazd jest chemicznie osobliwa można zobaczyć na poniższym rysunku.³

Wśród gorących gwiazd chemicznie osobliwych wyróżniamy gwiazdy o osobliwych liniach helu - gwiazdy helowo słabe (ang. He-weak, He-w) i helowo silne (ang. He-strong, He-s). Pierwsze z nich mają temperatury w zakresie 13'000-18'000 K, drugie w przedziale 18'000-26'000 K.² W gwiazdach typu He-s stosunek liczby atomów helu do wodoru jest w przedziale 0.3 do 10, w kolei w gwiazdach He-w 0.005-0.05 (w pierwotnej materii po Wielkim Wybuchu stosunek ten wynosił 0.08).

Na granicy pomiędzy tymi dwoma typami gwiazd znajduje się niewielka podgrupa gwiazd He-w, gwiazdy $^3$He. Są to gwiazdy w zakresie temperatur 16'000-21'000K, w których izotopu $^4$He jest od 5 do 20 razy mniej niż w zwykładych gwiazdach typu B, lecz o wysokim stosunku izotopów $^3$He/$^4$He od 0.47 do 2.7 w znanych obiektach.⁴ Z powodu tak dużej obfitości lekkiego izotopu helu w widmie tych gwiazd linie tego pierwiastka posiadają wyraźnie dwie składowe (rysunek na początku posta, gdzie zobaczyć można linię neutralnego helu o długości fali 6678 Å w widmie gwiazdy HD 185330⁵). Znamy około 20 obiektów tego typu.

Bardzo podobne do gwiazd $^3$He omówionych powyżej są, palące hel w jądrze, gwiazdy typu $^3$He sdB. Ze zwględu na większe przyspieszenie grawitacyjne na ich powierzchni (10-100 razy większe niż w przypadku gwiazd ciągu głównego), w przypadku tych gwiazd anomalna obfitość helu-3 występuje w zakresie wyższych temperatur 26'000-30'000 K. Tutaj również źródłem wzbogacenia atmosfery z izotop $^3$He są procesy dyfuzji.

Warto zwrócić uwagę na jeszcze jeden aspekt wzbogacenia atmosfer tych gwiazd w $^3$He. Proces ten nie polega na intuicyjnym “utonięciu” $^4$He i pozostaniu lżejszego izotopu w atmosferze, ponieważ w atmosferach tych gwiazd obserwujemy obfitości $^3$He do 100 razy większe niż wynikałoby z takiego prostego wyjaśnienia tego zjawiska. W atmosferach tych gwiazd $^3$He jest aktywnie wzbogacany przez oddziaływanie procesu dyfuzji z wiatrem gwiazdowym i polem magnetycznym.

Jak widać w gwiazdach $^3$He istotne znaczenie ma bardzo wiele procesów fizycznych. Dlatego wiele zagadnień dotyczących tych obiektów nie zostało jeszcze dostatecznie zrozumianych, m.in. stratyfikacja pierwiastków w ich atmosferach⁶⁷, zmienność linii widmowych⁸ czy obecność słabych linii emisyjnych w widmach tych gwiazd⁹. Z całą pewnością te gwiazdy kryją przed nami jeszcze wiele niespodzianek!