Gwiazdy chemicznie osobliwe typu 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
Bardzo podobne do gwiazd
Warto zwrócić uwagę na jeszcze jeden aspekt wzbogacenia atmosfer tych gwiazd w
Jak widać w gwiazdach
-
Diffusion Processes in Peculiar A Stars. Astrophysical Journal.(1970). ↩︎
-
Chemically peculiar stars and their temperature calibration. Astronomy & Astrophysics.(2008). ↩︎
-
Chemically peculiar hot stars. Astrophysics and Space Science.(1996). ↩︎
-
The helium-3 stars. Astrophysical Journal.(1979). ↩︎
-
HD 185330 — chemically peculiar(2018). ↩︎
He star in the Kepler field. Contributions of the Astronomical Observatory Skalnate Pleso. -
He and He Abundance Stratification in the He and Related Stars. EAS Publications Series. -
Doppler imaging of the helium-variable star a Centauri. Astronomy & Astrophysics.(2010). ↩︎
-