2003:D5:FF2F:1900:55C6:7E21:393C:28C2: /* Zusammenfassung */ -2 Leerzeichen

2022-09-08T15:37:40Z

Zusammenfassung: -2 Leerzeichen

Neue Seite

In der [[Astrophysik]] werden [[Stern]]e als '''pekuliäre Sterne''' oder auch als '''chemisch pekuliäre Sterne''' ({{laS|peculiaris: besonders, eigentümlich}}) oder kurz '''CP-Sterne''' bezeichnet, die ungewöhnliche [[Metall]][[häufigkeit]]en zumindest in der oberflächennahen Schicht ihrer [[Sternatmosphäre]], der [[Photosphäre]], besitzen.

Die Entdeckung chemisch pekuliärer Sterne geht auf ''[[Antonia Maury]]'', [[Vereinigte Staaten|US-amerikanische]] [[Astronom]]in am [[Harvard-College-Observatorium]], zurück, die [[Stern|stellare]] [[Spektrum (Physik)|Spektren]] beobachtete und im Jahr 1897 einen [[Sternkatalog|Katalog]] von Sternen-[[Klassifikation]]en veröffentlichte.<ref name="annals1897">Antonia C. Maury, Edward C. Pickering: ''Spectra of bright stars photographed with the 11-inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial''. In: ''Annals of Harvard College Observatory.'' 1897, {{bibcode|1897AnHar..28....1M}}.</ref> Sie entdeckte erstmals Abweichungen in den Spektren einiger Sterne. Die Existenz starker [[Magnetfeld]]er bei CP-Sternen wurde 1948 von [[Horace Welcome Babcock|Horace W. Babcock]] mit dem [[Zeeman-Effekt]] begründet.<ref name="Equulei">Horace W. Babcock: ''The Magnetic Field of γ Equulei''. In: ''[[Astrophysical Journal]].'' 1948, [[doi:10.1086/145063]], {{bibcode|1948ApJ...108..191B}}.</ref>
Der erste [[Spektroskopie|spektroskopische]] Nachweis von CP-Sternen in den [[Magellansche Wolken|Magellanschen Wolken]] gelang im Jahr 2010.

== Übersicht ==
Diese heißen ''pekuliären Sterne'' wurden basierend auf ihren Spektren in 4 Hauptklassen unterteilt, obwohl manchmal auch nur 2 Klassifizierungssysteme benutzt werden<ref name="preston74">George Preston: ''The Chemically Peculiar Stars of the Upper Main Sequence''. In: ''Annual Review of Astronomy and Astrophysics.'' Band 12, 1974, S, 257, [[doi:10.1146/annurev.aa.12.090174.001353]].</ref>:

{| class="wikitable"
|-
! Klassenname !! Alternativbezeichnung !! Kürzel !! Kommentar
|-
| Metalllinien-Stern || [[Am-Stern]] || '''CP1''' || häufig starke und manchmal variable Absorptionsspektren von Zink, Strontium, Zirconium, Barium. Mangel an anderen Metallen wie z. B. Calcium und Scandium
|-
| [[Ap-Stern|Ap und Bp]] || - || '''CP2''' || Ap- und Bp-Sterne zeigen Häufigkeiten an Metallen wie Strontium, Chrom und Europium auf; zusätzlich auch an Praseodym und Neodym
|-
| [[Quecksilber-Mangan-Stern]] || HgMn-Stern || '''CP3''' || Quecksilber-Mangan-Sterne mit auffallenden Spektrallinien durch ionisiertes Quecksilber. Überschuss an chemischen Elementen wie Phosphor, Mangan, Gallium, Strontium, Yttrium, Zirkonium, Platin und Quecksilber in der Sternatmosphäre
|-
| Heliumarmer-Stern || - || '''CP4''' || heliumarm; schwache He-Linien
|}

Der Klassenname ergibt sich aus den Besonderheiten der jeweiligen Klasse im Vergleich zu den Hauptreihen-Sternen.

== Eigenschaften ==
Diese ''chemisch pekuliären Sterne'' sind weit verbreitet unter den [[Stern|heißen]] [[Wasserstoffbrennen|wasserstofffusionierenden]] Sternen und gehören der [[Hauptreihe]] an. Beobachtet wurden jedoch auch kühle CP-Sterne (Spektraltyp G und später) sowie ungewöhnliche Zusammensetzungen bei [[Kohlenstoffstern]]en und Sternen vom [[Spektraltyp]] S.<ref>{{Literatur |Titel=Sterne und Weltraum |Verlag=Verlag Bibliographisches Institut. |Datum=2001 |ISSN=0039-1263 |Seiten=120 |Online={{Google Buch | BuchID=uyLyAAAAMAAJ | Seite=120 }} |OCLC=1643045}}</ref>

=== Metalllinien-Sterne ===
Die [[Am-Stern]]e (CP1-Sterne) zeigen nur schwache [[Spektrallinien]] von einfach [[ion]]isertem [[Kalzium]] und/oder [[Scandium]], aber Überhäufigkeiten an schweren Metallen wie [[Zink]], [[Strontium]], [[Zirconium]] und [[Barium]].
Sie tendieren zu langsamen [[Winkelgeschwindigkeit|Rotationsgeschwindigkeiten]] und besitzen [[Effektive Temperatur|Effektivtemperaturen]] zwischen 7000 [[Kelvin|K]] und 10000 K.

=== Ap- und Bp Sterne ===
Die [[Ap-Stern|Ap- und Bp-Sterne]] (CP2-Sterne) haben typischerweise charakteristisch starke [[Magnetfeld]]er, Überhäufigkeiten an Elementen wie [[Silizium]], [[Chrom]], [[Strontium]] und [[Europium]], sowie auch an [[Praseodym]] und [[Neodym]] und sind in ihrer Mehrheit auch langsam drehende Sterne. Die Effektivtemperaturen dieses Typs liegt zwischen 8000 K und 15000 K, wobei sich die Bestimmung der Effektivtemperatur generell bei den ''pekuliären Sternen'', aufgrund ihrer komplexen Atmosphärenstrukturen, als schwierig darstellt.

=== Quecksilber-Mangan-Sterne ===
Die [[Quecksilber-Mangan-Stern|HgMn-Sterne]] (CP3-Sterne) werden klassisch auch unter den Ap-Sternen geführt, besitzen allerdings nicht wie diese jene starken Magnetfelder. Sie zeigen, wie ihr Name bereits verrät, starke Spektrallinien einfach ionisierten [[Quecksilber]]s (Hg) und [[Mangan]]s (Mn). Sie besitzen sehr langsame Rotationsgeschwindigkeit, selbst verglichen mit dem Standard der anderen Typen der CP-Sterne. Der Effektivtemperaturbereich liegt bei den Quecksilber-Mangan-Sternen zwischen 10000 K und 15000 K.

=== Heliumarme Sterne ===
Die heliumarmen Sterne (CP4-Sterne) zeigen signifikant schwächere [[Helium]]-Linien als man es nach ihrer klassischen [[Photometrie]] im [[Farben-Helligkeits-Diagramm|UBV-System]] [[Harold Lester Johnson|Johnsons]] erwarten dürfte.

=== Zusammenfassung ===
Grundsätzlich wird angenommen, dass die besonderen Oberflächenzusammensetzungen, die bei diesen CP-Sternen zu beobachten sind, erst durch Prozesse nach der [[Sternentstehung]] verursacht werden; dieses wären einerseits die [[Diffusion]] anderseits auch durch das [[Magnetfeld]] herbeigeführte Effekte in den äußeren Schichten der Sternatmosphären<ref name="michaud70">Georges Michaud: ''Diffusion Processes in Peculiar A Stars''. In: ''Astrophysical Journal.'' Band 160, 1970, S. 641, {{bibcode|1970ApJ...160..641M}}</ref>.

Diese Prozesse verursachen bei einigen [[Chemisches Element|Elementen]], speziell bei [[Helium]], [[Stickstoff]] und [[Sauerstoff]], dass sie in tiefere Schichten der Sternatmosphären absinken, während andere Elemente wie Mangan, Strontium, [[Yttrium]] und [[Zirconium]] von den zentraleren Bereichen im Stern nach oben angehoben werden, was dann zu den besonderen stellaren Spektren führt.
Es wird angenommen, dass die Zentren dieser Sterne so wie der Großteil des restlichen Sterns auch, vollkommen normale Häufigkeiten der Elemente aufweisen. Die Häufigkeiten, welche auch die Gaswolken aufweisen, aus denen sie ursprünglich entstanden sind<ref name="preston74" />.
Damit diese Häufigkeitsverteilung und Schichtung durch die genannten Prozesse über längere Zeit hinweg stabil bleiben, müssen die Atmosphären dieser Sterne selbst stabil genug bleiben, damit keine [[Konvektion]] auftreten kann, welche wiederum die Durchmischung im Stern zu stark werden lassen würde, und hier könnte das ungewöhnlich starke Magnetfeld, das bei diesen Sterntypen beobachtet werden kann, die notwendige stabilisierende Rolle übernehmen.

Es existieren jedoch auch kühlere Sterne (vom Spektraltyp G oder später) mit chemischen Besonderheiten. Hier handelt es sich aber typischerweise nicht um Hauptreihensterne. Gewöhnlich werden diese Sterne dann durch ihren Klassennamen oder andere weitergehende Spezifikationen bezeichnet. Wenn von chemisch pekuliären Sternen ohne zusätzliche weitere Spezifikationen die Rede ist, handelt es sich eigentlich immer um die hier oben beschriebenen heißen Hauptreihensterne.

Viele der kühleren ''CP-Sterne'' sind das Ergebnis einer Mischung aus nuklearen Fusionsprodukten aus dem inneren Sternbereich und seiner Photosphäre; dies schließt sowohl die Kohlenstoffsterne wie auch die Sterne vom Spektraltyp S mit ein.
Andere sind das Ergebnis von Massentransfer bei engen [[Doppelstern]]systemen; Beispiele hierfür sind die [[Bariumstern]]e und einige Sterne des Spektraltyps S.<ref>{{Literatur | Autor = R. D. McClure | Titel = The carbon and related stars. | Sammelwerk = JRASC | Band = 79 | Datum = 1985-12 | Seiten = 277–293 | bibcode= 1985JRASC..79..277M }}</ref>

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Sternklasse]]

Pekuliärer Stern - Versionsgeschichte

2003:D5:FF2F:1900:55C6:7E21:393C:28C2: /* Zusammenfassung */ -2 Leerzeichen