Chemicky pekuliární hvězda

Spektrální typ A dělíme dále na dvě základní podskupiny, kterými jsou :

označení (Am) podle Prestona typu CP1 charakterizované poměrně slabými spektrálními čárami vápníku, přičemž poměr intenzit spektrálních čar scandia II a stroncia II je výrazně menší, než u obvyklých hvězd tohoto spektrálního typu (A). Podle názoru amerického astronoma H. Abta se většina těchto hvězd vyskytuje v binárních systémech charakterizovaných krátkou oběžnou periodou, je tedy možné, že synchronizace oběžné rychlosti s rychlostí rotační působí zpomalování otáčení těchto hvězd spolu se stabilizací atmosféry. Druhá, v pořadí již výše zmíněná základní skupina označená termínem:

označení (mCP) , zde patří Ap i Bp hvězdy , podle Prestonovy klasifikace typu CP2, mají zesílené spektrální čáry křemíku, stroncia, chromu a tak zvaných prvků „vzácných zemin“ – lanthanoidů, i prvků ze skupiny železa (Fe, Co, Ni) v různých kombinacích. U těchto hvězd se vyskytují globální proměnná a silná magnetická pole, jejichž perioda se shoduje se změnou jejich jasnosti a spektra. Je zajímavé, že mezi těmito hvězdami bylo nalezeno jen několik dvojhvězd, (tento konkrétní údaj pochází z konce 80. let 20. století.) K objasnění vzniku těchto anomálií vypracovali v 70. letech 20. století francouzští badatelé Vauclair, Michaud teorii, která se zdá býti celkem slibná, nese název:

Nástin této teorie uvažuje s pomalou rotací, přítomností silných magnetických polí, vedoucí k velmi klidné hvězdné atmosféře, snad dle obou autoru dokonce bez konvektivních pohybů. Tato situace by totiž neumožňovala podstatné promíchání hmoty atmosféry, odtud její neobvyklé chemické složení, chybějící konvekce v atmosféře hvězdy je totiž pro teorii zářivé difuze klíčová. Výše zmíněná zářivá difuze může oddělovat různé druhy atomů do různých výšek atmosféry hvězdy tím, že v bezkonvekční vrstvě mají těžší prvky díky gravitační síle snahu klesat dolů, k centru hvězdy a naopak, pokud mají jiné chemické prvky náležející počet absorpčních čar a hran ležící v blízkosti maxima zářivého toku, dochází k pohybu těchto prvků opačným směrem nahoru, k povrchu hvězdy. Rychlost zářivé difuse se pohybuje v řádech cm/s. Samotná difuze chemických prvků může být způsobena větším počtem fyzikálních mechanismů, např. gradientem hustoty jednotlivých prvků, teplotním, tlakovým gradientem i silami vnějšími jako je síla gravitační, elektrická, magnetická, nebo zářivá. Ještě shrňme princip oddělování jednotlivých prvků podle Michauda, který spočívá v dlouhodobém působení zářivé síly mající původ z neizotropního pole záření a izotropní emise záření konkrétního chemického prvku, tato zářivá síla spolupůsobí se silou gravitační.

Předchozí autoři nabízeli i jiná vysvětlení chemické abnormality CP hvězd, jako např. Burbidge (1955) teorie o jaderné reakci na povrchu hvězdy, Fowler (1965) uvažoval také o jaderných reakcích, ale uvnitř hvězdy, to, že se ale chemická pekularita pozoruje ne uvnitř, nýbrž na povrchu hvězdy vysvětloval Fowler jakýmsi procesem „bagrování“ , kterým se výsledné produkty těchto jaderných reakcí měly dostat na povrch hvězdy. Jiní fyzikové ve snaze vysvětlit CP anomálii předkládali další teorie např. o výbuchu blízké supernovy, dopadu planetek, nebo magnetické akreci.

Podle Prestonovy klasifikace typu CP3 , charakteristika – pomalá rotace, úzké spektrální čáry, bez časových změn, silné spektrální čáry ionizovaného Mn a Hg. K této skupině hvězd si uveďme velmi zajímavý současný objev týkající se otázky počasí v atmosférách hvězd u konkrétní hvězdy, jíž je nejjasnější hvězda souhvězdí Andromedy a zároveň i nejjasnější hvězda skupiny rtuť-manganových hvězd, Alfa Andromedae – Sirrah. Konkrétně se jedná o spektroskopickou dvojhvězdu s orbitální periodou 96,7 dne, vzdálenou od Země 97 světelných let. Tato hvězda ve své atmosféře vykazuje chemicky anomálně zvýšený obsah rtuti, manganu, vzácného kovového prvku gallia, tajícího v lidské dlani, které se chemicky značně podobá hliníku (Mendělejevovo „eka-aluminium“) a europia, kovu ze skupiny tzv. vzácných zemin. Jiné chemické prvky jsou naopak zastoupeny v koncentracích nižších, než je obvyklé. Oleg Kochukhov a jeho tým, z Univerzity v Upsale, který studoval povrch této hvězdy 7 let, v červnu 2007 označil Sirah za první hvězdu, na které se vyskytují jevy, které odpovídají počasí v atmosférách planet. Nad povrchem této hvězdy se totiž formují, vznášejí a mění oblaka tvořená vysoce jedovatou rtutí. Studována byla čára jednou ionizované rtuti, vlnové délky 398,4 nm.

(He-weak stars) , dle Prestona typu CP4, 5 – tato skupina charakterizovaná spektrem s čárami vodíku, spektrálního typu zřejmě B3 až B5 a hélia, které odpovídají spektrálnímu typu cca B8 se dále dělí podle spekter na tři podtypy:

• podskupina křemíková,
• podskupina titan-stronciová,
• fosfor-galliové hvězdy,

Charakterizujme stručně tyto tři vyjmenované podskupiny:

Výskyt nezvykle silných spektrálních čar křemíku, jednou ionizovaného. Pravděpodobně v této podskupině panuje fyzikální shodnost s analogickou podskupinou objektu spektrálního typu A. Často dochází k periodickým změnám jasnosti, spektra, a mnohdy i magnetického pole.

Zesílená spektrální čára titanu, jednou ionizovaného a stroncia, dále železa, ionizovaného taktéž jednou či dvakrát. Jako u předešlé skupiny dochází i zde k často k periodickým změnám v jasnosti objektů, jejich spektrech i intenzitě magnetického pole.

Ve spektru přítomny silné čáry fosforu i gallia a kryptonu. Na rozdíl od předchozích podskupin bez periodických časových změn a měřitelného magnetického pole, ovšem existenci magnetického pole nelze úplně vyloučit, jak naznačují poslední přesná měření (rok 2009).

( He- strong stars ) , dle Prestona typu CP6, 7 – u některých hvězd této skupiny byla nalezena emise v čáře vodíku H alfa, proto je musíme klasifikovat současně i jako Be hvězdy, i když je otázkou, kde přesně začíná a končí jejich vzájemná podobnost s běžnými „nemagnetickými“ Be hvězdami. Tato skupina je charakteristická periodičností změn jasnosti, spektra i magnetického pole.