Alfa2 Canum Venaticorum -muuttuja

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun

Alfa2 Canum Venaticorum -muuttuja eli magneettinen pekuliaarinen tähti on valkoinen pääsarjan tähti, jonka spektri on B8p–A7p. Magneettikentät ovat spektristä päätellen voimakkaita ja spektrissä esiintyy normaalista poikkeavia piirteitä. Joidenkin alkuaineiden runsaudet vahvistuvat ja toisten heikkenevät. Havaitaan mm. spektriviivojen kahdentuminen Zeeman-efektinä. Kirkkauden vaihtelu on tyypillisesti vähäinen, 0,01–0,1 magnitudia, ja 0,5–160 päivää. Kirkkauden muutosten on oletettu johtuvan tähdenpilkuista ja pyörimisestä. Näiden muuttujien esikuva on Cor Caroli eli Alfa Canum Venaticorum (Alfa CVn),[1] jonka jakso on 5,47 ja valonvaihtelu 0,1 päivää.lähde?

Muita magneettisia pekuliaarisia tähtiäselvennä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Magneettisia pekuliaarisia tähtiä on noin 15 % saman spektriluokan tähdistä. Pekuliaarinen spektri tarkoittaa normaalista poikkeavaa spektriä. Näiden tähtien spektreissä esiintyy normaalia voimakkaampia raskaiden alkuaineiden spektriviivoja. Raskaiden alkuaineiden runsaudet lisääntyvät kertoimella 10–1000, toisten kevyempien alkuaineiden kuten heliumin alenevat 10–100-kertaiseksi. Tähtien spektripoikkeavuudet riippuvat väristä.

Ap-tähdet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Ap-tähtien spektriluokka yleensä B8V–F0V. Näissä voimakkasti magneettisissa tähdissä magneettikenttä kahdentaa tai hajottaa moneen osaan spektriviivoja. Näiden spektriviivat korostuneet voimakkaasti: Pii Si, magnesium Mg, mangaani Mn, kromi Cr, strontium Sr, ja harvinaiset maametallit kuten europium Eu. Spektrissä voi näkyä harvinaisia alkuaineita kuten elohopea, gallium ja krypton. Muuten Ap-tähdet ovat normaaleja pääsarjan tähtiä.

Alajako: (-: vähemmän tätä, +: enemmän tätä)

  • Mn: kuumempi kuin muut, helium He I -, melko runsaasti harvinaisia maametalleja
  • Si: kuumempi kuin muut helium He I -, runsaasti harvinaisia maametalleja
  • Sr: harvinaisten maametallien korostuminen heikointa, muidenkin metallien korostuminen melko heikkoa
  • Cr-Eu-Sr: - vähän happea, runsaasti harvinaisia maametalleja

Am-tähdet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Am-tähtien eli metalliviiva-tähtien spektrityyppi on tavallisimmin A4–F5. Näiden tähtien spektresissä on poikkeavuuksia, mutta ei niin paljon kuin Ap-tähdissä. Näissä tähdissä on skandiumia ja kalsiumia (Sc II, Ca II) normaalia vähemmän ja harvinaisia maametelleja ja raskaimpia alkuaineita runsaasti.

Lambda Bootis -tähdet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Tähtien spektriluokka on noin B5–F5. Nämä tähdet kuuluvat nuoreen populaatio IA:han, jossa pitäisi olla runsaasti metalleja, mutta Lambda Bootis-tyyppiset ovat metalliköyhiä, niistä puuttuu kromia, nikkeliä, bariumia ja titaania. Happea, typpeä, hiiltä, rikkiä jne. kevyempiä alkuaineita on samalla tavalla kuin auringossa. Näitä tähtiä tunnetaan noin 35. Lambda Bootis itse on nopeasti pyörivä pääsarjan tähti.

Be-tähdet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Nämä ovat emissioviiva-B-tähtiä. Noin 15 % O- ja b-tähdistä kuuluu Be-tähtiin joilla on runsaasti emissioviivoja. Näillä tähdillä on poikkeavia alkuainerunsauksia. Arvellaan magneettikenttien ylläpitävän tähtien ympärillä kaasuvaippaa, josta emissioviivat tulevat.

Esimerkkejä pekuliaarisista tähdistä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Mn: 53 Tauri, Iota Coronae Borealis
  • Si: Alfa 2 Canum Venaticorum, 3 Centauri A
  • Sr: Phii (%phi;) Lupi, Tau Capricorni
  • Cr-Eu-Sr: 10 Aquilae, Gamma Equus
  • Am: Tau Ursae Majoris, 15 Vulpeculae

Mistä pekuliaaristen tähtien poikkeavuus johtuu[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pekuliaaristen tähtien raskaiden alkuaineiden suuret runsaudet johtuvat voimakkaista magneettikentistä, jotka lajittelevat raskaita alkuaineita magneettisille navoille joilla on suuret tähdenpilkut, jotka taas aiheuttavat tähden pyöriessä kirkkauden muutoksia. Näiden tähtien radiosäteilyn voimakkuus riippuu pyörimisnopeudesta, magneettikenttien voimakkuudesta ja pintalämpötilasta:

L_{radio}=T_{eff}^7 H_s^{1.2} P_{rot}^{-0.6},

missä \scriptstyle T_{eff} pintalämpötila, \scriptstyle H_s magneettikentän voimakkuus ja \scriptstyle P_{rot} pyörimisnopeus.

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]