Las estrellas peculiares (de la palabra inglesa peculiar - inusual, especial), difieren de las estrellas ordinarias de la misma clase espectral en algunas características significativas en el espectro y, a veces, en otras propiedades (por ejemplo, campos magnéticos fuertes y variables ). Las razones son anomalías en la composición química, la presencia de un fuerte campo magnético, etc.
Las estrellas químicamente peculiares (estrellas CP ) son comunes entre las estrellas calientes de la secuencia principal . Estas peculiares estrellas calientes se han dividido en 4 clases principales en función de sus espectros (aunque a veces se utilizan otros dos sistemas de clasificación) [1] :
Las estrellas am (CP1) muestran líneas débiles de calcio y/o escandio ionizado individualmente , pero líneas más fuertes de metales pesados . Además, tienden a girar lentamente , y sus temperaturas efectivas oscilan entre los 7.000 y los 10.000 K.
Las estrellas Ap (CP2) se caracterizan por fuertes campos magnéticos, así como por una mayor abundancia de elementos como Si , Cr , Sr y Eu . También giran lentamente, su temperatura efectiva oscila entre 8.000 y 15.000 K, aunque el cálculo de la temperatura efectiva de este tipo de estrellas es complicado por la estructura de su atmósfera.
Las estrellas de mercurio-manganeso (CP3) también se clasifican como estrellas Ap, pero no exhiben los fuertes campos magnéticos asociados con las estrellas Ap clásicas. Como su nombre lo indica, estas estrellas contienen un exceso de Hg y Mn ionizados individualmente . Estas estrellas también giran muy lentamente, incluso según los estándares de las estrellas CP . El rango de temperatura de estas estrellas está entre 10.000 y 15.000 K.
Las estrellas pobres en helio (CP4) son estrellas de las subclases espectrales B5-B8 con líneas de helio debilitadas para esta subclase . La peculiaridad en este caso se explica por la acción combinada de la difusión de los elementos y el viento estelar .
En general, se cree que su peculiaridad se debe a la peculiaridad de la estructura de la superficie que se puede observar en estas estrellas calientes de la secuencia principal. Esta peculiaridad fue causada por los procesos que tuvieron lugar después de la formación de las estrellas.
Estos incluyen la difusión de materia y/o efectos magnéticos en las capas exteriores de las estrellas [2] . Como resultado de estos procesos, algunos elementos, en particular He , N y O , se “hunden” en las capas inferiores de la atmósfera de la estrella, mientras que otros elementos, como Mn , Sr , Y , Zr , “flotan” en las capas superiores. capas, como resultado, se observan características espectrales.
Se supone que los núcleos de las estrellas y otras capas internas de la estrella contienen más elementos químicos, que reflejan la composición de las nubes de gas a partir de las cuales se formaron [1] . Para que se produzca tal difusión de elementos, como resultado de la cual las capas permanezcan intactas, la atmósfera de tal estrella debe ser lo suficientemente estable, con ausencia de mezcla convectiva. El mecanismo propuesto que provoca esta estabilidad es un campo magnético inusualmente grande, que suele observarse en estrellas de este tipo.
También hay clases de estrellas frías químicamente peculiares (es decir, estrellas de clase espectral G o posterior), pero tales estrellas generalmente no son estrellas de secuencia principal . Suelen identificarse por el nombre de su clase o por alguna indicación de sus propiedades específicas. La frase estrellas químicamente peculiares , sin más calificación, generalmente significa que la estrella es miembro de uno de los principales tipos de estrellas calientes de la secuencia principal descritas anteriormente. Muchas de las estrellas frías químicamente peculiares son el resultado de la transferencia de productos de fisión nuclear desde el interior de la estrella a su superficie, estas incluyen la mayoría de las estrellas de carbono y las estrellas de tipo S.
Otros son el resultado de la transferencia de masa en un sistema estelar binario , estos incluyen estrellas de bario y algunas estrellas de tipo S [3] .