Tuhaf yıldız

Astrofizikte, en azından yıldız atmosferinin (fotosfer) yüzeye yakın katmanında olağandışı metal bolluklarına sahip olan yıldızlar, tuhaf yıldızlar veya kimyasal tuhaf yıldızlar ya da kısaca CP-yıldızları (İngilizce: Chemically peculiar stars) olarak adlandırılır.

Kimyasal tuhaf yıldızların keşfi, Harvard Üniversitesi Gözlemevi'nden Amerikalı astronom Antonia Maury'nin çalışmalarıyla gerçekleşmiştir. Maury, yıldız spektrumlarını gözlemlemiş ve 1897'de bir yıldız sınıflandırma kataloğu yayımlamıştır. Bazı yıldızların spektrumlarındaki sapmaları ilk kez o keşfetmiştir. CP-yıldızlarındaki güçlü manyetik alanların varlığı, 1948'de Horace W. Babcock tarafından Zeeman etkisiyle açıklanmıştır. Macellan Bulutları'ndaki CP-yıldızlarının ilk spektroskopik tespiti ise 2010 yılında yapılmıştır.

Sınıflandırma

Kimyasal olarak tuhaf yıldızlar, sıcak anakol (hidrojen yakan) yıldızları arasında yaygındır. Bu sıcak tuhaf yıldızlar bazen iki sınıflandırma sistemi kullanılsa da, spektrumlarına dayanarak 4 ana sınıfa ayrılmıştır:

• manyetik olmayan metalce zengin (Am, CP1)
• manyetik (Ap, CP2)
• manyetik olmayan cıva-manganez (HgMn, CP3)
• helyum-zayıf (He-zayıf, CP4)

Sınıf adları, bu yıldızları anakol üzerindeki veya yakınındaki diğer yıldızlardan ayıran özellikleri hakkında iyi bir fikir verir.

Am yıldızları (CP1 yıldızları), tek iyonize Ca ve/veya Sc'nin zayıf çizgilerini gösterirken, ağır metallerin bolluklarında artış gösterirler. Ayrıca yavaş dönme eğilimindedirler ve etkin sıcaklıkları 7000 ile 10000 K arasındadır.

Ap yıldızları (CP2 yıldızları), güçlü manyetik alanlar, Si, Cr, Sr ve Eu gibi elementlerin artmış bollukları ile karakterize edilirler ve genellikle yavaş dönen yıldızlardır. Bu yıldızların etkin sıcaklığının 8000 ile 15000 K arasında olduğu belirtilmektedir, fakat bu tür tuhaf yıldızlarda etkin sıcaklıkların hesaplanması atmosferik yapı nedeniyle karmaşıktır.

HgMn yıldızları (CP3 yıldızları) genellikle Ap kategorisinde yer alırlar, fakat klasik Ap yıldızlarında görülen güçlü manyetik alanları göstermezler. Adından da anlaşılacağı gibi bu yıldızlar tek iyonize Hg ve Mn'nin artmış bolluklarını gösterirler ve CP yıldızları standartlarına göre bile çok yavaş dönen yıldızlardır. Bu yıldızlar için etkin sıcaklık aralığı 10000 ile 15000 K arasında belirtilir.

He-zayıf yıldızları (CP4 yıldızları), gözlemlenen Johnson UBV renklerine göre klasik olarak beklenenden daha zayıf He çizgileri gösterirler. He-zayıf yıldızların nadir bir sınıfını çelişkili gibi görünse de, 18000-23000 K sıcaklığa sahip helyumca zengin yıldızlar oluşturur.

Tuhaflıkların nedeni

Bu sıcak ana-kol yıldızlarında gözlenen olağandışı (tuhaf) yüzey bileşimlerinin, genel olarak yıldız oluştuktan sonra gerçekleşen difüzyon veya manyetik etkiler gibi süreçlerden kaynaklandığı düşünülmektedir. Bu süreçler, özellikle He, N ve O gibi bazı elementlerin atmosferde alt katmanlara "çökmesine" neden olurken; Mn, Sr, Y ve Zr gibi diğer elementlerin iç kısımlardan yüzeye "yükselmesine" ve bu da gözlenen spektral tuhaflıklara yol açar. Yıldızların merkezlerinin ve tamamının genel bileşimlerinin, oluştukları gaz bulutlarının bileşimini yansıtan daha normal kimyasal bolluk karışımlarına sahip olduğu varsayılmaktadır. Bu tür difüzyon ve yükselmenin gerçekleşmesi ve oluşan katmanların bozulmadan kalabilmesi için, böyle bir yıldızın atmosferinin konvektif karışımın meydana gelmeyeceği kadar kararlı olması gerekir. Bu kararlılığa neden olduğu öne sürülen mekanizma, genellikle bu tür yıldızlarda gözlenen alışılmadık derecede büyük manyetik alandır.

Sıcak anakol yıldızlarının yaklaşık %5-10'u kimyasal tuhaflıklar gösterir ve bunların büyük çoğunluğu, güçlü manyetik alanlara sahip Ap (veya Bp) yıldızlarıdır. Manyetik olmayan veya sadece zayıf manyetik alana sahip kimyasal tuhaf yıldızlar çoğunlukla Am veya HgMn kategorilerine girer. Çok daha küçük bir yüzde, λ Boötis yıldızlarında görülen demir grubu elementlerinin (iron-peak) belirgin azlığı gibi daha güçlü tuhaflıklar gösterir.

sn yıldızları

Kimyasal olarak tuhaf kabul edilen bir başka yıldız grubu da 'sn' yıldızlarıdır. Genellikle B2'den B9'a kadar olan tayf sınıflarındaki bu sıcak yıldızlar, iyi tanımlanmış belirgin ve dar (sharp s) merkezli Balmer çizgileri, belirgin metalik soğurma çizgileri ve bunlarla tezat oluşturan geniş (bulanık, nebulous n) nötr helyum soğurma çizgileri gösterirler. Bunlar, B türü yıldızlarda daha yaygın görülen diğer kimyasal tuhaflıklarla birleşebilir.

Başlangıçta olağandışı helyum çizgilerinin yıldızın etrafındaki zayıf bir madde kabuğunda oluştuğu öne sürülmüştü, fakat şimdi bunların Stark etkisinden kaynaklandığı düşünülmektedir.

Diğer yıldızlar

Kimyasal olarak tuhaf soğuk yıldız sınıfları da vardır (yani tayf tipi G veya daha sonraki yıldızlar), fakat bu yıldızlar genellikle anakol yıldızları değildir. Bu yıldızlar genellikle sınıflarının adıyla veya daha spesifik bir etiketle tanımlanır. Daha fazla açıklama yapılmadan kullanılan kimyasal tuhaf yıldız ifadesi, genellikle yukarıda açıklanan sıcak anakol tiplerinden birinin üyesi anlamına gelir. Soğuk kimyasal tuhaf yıldızların çoğu, yıldızın içindeki nükleer füzyon ürünlerinin yüzeye karışmasının bir sonucudur ve bunların çoğu karbon yıldızlarını ve S-tipi yıldızları içerir. Diğerleri ise ikili yıldız sistemindeki kütle transferinin sonucudur ve bunlara örnek olarak baryum yıldızları ve bazı S yıldızları verilebilir.

Ötegezegenler

Konak yıldızları tuhaf yıldız olan ötegezegenlere ilişkin çok az sayıda yayın bulunmaktadır. Doğrudan görüntülenen dört büyük gezegene ev sahipliği yapan genç değişen yıldız HR 8799, λ Boötis yıldızları grubuna aittir.