Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
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 '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 , λ Boötis yıldızları grubuna aittir.
Kaynakça
- ^ 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.
- ^ Horace W. Babcock: The Magnetic Field of γ Equulei. In: The Astrophysical Journal. 1948, doi:10.1086/145063, Bibcode: 1948ApJ...108..191B.
- ^ a b Preston, G. W (1974). "The chemically peculiar stars of the upper main sequence". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Cilt 12. ss. 257-277. Bibcode:1974ARA&A..12..257P. doi:10.1146/annurev.aa.12.090174.001353.
- ^ Gomez, A. E; Luri, X; Grenier, S; Figueras, F; North, P; Royer, F; Torra, J; Mennessier, M. O (1998). "The HR-diagram from HIPPARCOS data. Absolute magnitudes and kinematics of BP - AP stars". Astronomy and Astrophysics. Cilt 336. s. 953. Bibcode:1998A&A...336..953G.
- ^ a b Netopil, M; Paunzen, E; Maitzen, H. M; North, P; Hubrig, S (2008). "Chemically peculiar stars and their temperature calibration". Astronomy & Astrophysics. 491 (2). s. 545. arXiv:0809.5131 $2. Bibcode:2008A&A...491..545N. doi:10.1051/0004-6361:200810325.
- ^ Michaud, Georges (1970). "Diffusion Processes in Peculiar a Stars". Astrophysical Journal. Cilt 160. s. 641. Bibcode:1970ApJ...160..641M. doi:10.1086/150459
![image]()
. - ^ Kochukhov, O; Bagnulo, S (2006). "Evolutionary state of magnetic chemically peculiar stars". Astronomy & Astrophysics. 450 (2). s. 763. arXiv:astro-ph/0601461 $2. Bibcode:2006A&A...450..763K. doi:10.1051/0004-6361:20054596.
- ^ a b McClure, R. D (1985). "The carbon and related stars". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. Cilt 79. s. 277. Bibcode:1985JRASC..79..277M.
- ^ Bychkov, V. D; Bychkova, L. V; Madej, J (2009). "Catalogue of averaged stellar effective magnetic fields - II. Re-discussion of chemically peculiar a and B stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 394 (3). s. 1338. Bibcode:2009MNRAS.394.1338B. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.14227.x
![image]()
. - ^ a b Saffe, C.; Levato, H.; Maitzen, H. M.; North, P.; Hubrig, S. (2014). "On the nature of sn stars. I. A detailed abundance study". Astronomy and Astrophysics. Cilt 562. ss. A128. arXiv:1401.5764 $2. Bibcode:2014A&A...562A.128S. doi:10.1051/0004-6361/201322091.
- ^ Abt, H. A.; Levato, H. (1977). "Spectral types in the Orion OB1 association". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Cilt 89. s. 797. Bibcode:1977PASP...89..797A. doi:10.1086/130230
![image]()
. - ^ Hellier, Coel; Anderson, D R; Barkaoui, K; Benkhaldoun, Z; Bouchy, F; Burdanov, A; Cameron, A Collier; Delrez, L; Gillon, M; Jehin, E; Nielsen, L D; Maxted, P F L; Pepe, F; Pollacco, D; Pozuelos, F J (21 Kasım 2019). "WASP-South hot Jupiters: WASP-178b, WASP-184b, WASP-185b, and WASP-192b". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (İngilizce). 490 (1). ss. 1479-1487. arXiv:1907.11667 $2. Bibcode:2019MNRAS.490.1479H. doi:10.1093/mnras/stz2713
![image]()
. ISSN 0035-8711. - ^ Saffe, C.; Miquelarena, P.; Alacoria, J.; González, J. F.; Flores, M.; Arancibia, M. Jaque; Calvo, D.; Jofré, E.; Collado, A. (1 Eylül 2020). "KELT-17: a chemically peculiar Am star and a hot-Jupiter planet". Astronomy & Astrophysics (İngilizce). Cilt 641. ss. A145. arXiv:2007.14210 $2. Bibcode:2020A&A...641A.145S. doi:10.1051/0004-6361/202038843. ISSN 0004-6361.
- ^ Wang, Ji; Wang, Jason J.; Ma, Bo; Chilcote, Jeffrey; Ertel, Steve; Guyon, Olivier; Ilyin, Ilya; Jovanovic, Nemanja; Kalas, Paul; Lozi, Julien; Macintosh, Bruce; Strassmeier, Klaus G.; Stone, Jordan (Eylül 2020). "On the Chemical Abundance of HR 8799 and the Planet c". The Astronomical Journal (İngilizce). 160 (3). s. 150. arXiv:2007.02810 $2. Bibcode:2020AJ....160..150W. doi:10.3847/1538-3881/ababa7
![image]()
. ISSN 1538-3881.
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Astrofizikte en azindan yildiz atmosferinin fotosfer yuzeye yakin katmaninda olagandisi metal bolluklarina sahip olan yildizlar tuhaf yildizlar veya kimyasal tuhaf yildizlar ya da kisaca CP yildizlari Ingilizce Chemically peculiar stars olarak adlandirilir Kimyasal tuhaf yildizlarin kesfi Harvard Universitesi Gozlemevi nden Amerikali astronom nin calismalariyla gerceklesmistir Maury yildiz spektrumlarini gozlemlemis ve 1897 de bir yildiz siniflandirma katalogu yayimlamistir Bazi yildizlarin spektrumlarindaki sapmalari ilk kez o kesfetmistir CP yildizlarindaki guclu manyetik alanlarin varligi 1948 de Horace W Babcock tarafindan Zeeman etkisiyle aciklanmistir Macellan Bulutlari ndaki CP yildizlarinin ilk spektroskopik tespiti ise 2010 yilinda yapilmistir SiniflandirmaKimyasal olarak tuhaf yildizlar sicak anakol hidrojen yakan yildizlari arasinda yaygindir Bu sicak tuhaf yildizlar bazen iki siniflandirma sistemi kullanilsa da spektrumlarina dayanarak 4 ana sinifa ayrilmistir manyetik olmayan metalce zengin Am CP1 manyetik Ap CP2 manyetik olmayan civa manganez HgMn CP3 helyum zayif He zayif CP4 Sinif adlari bu yildizlari anakol uzerindeki veya yakinindaki diger yildizlardan ayiran ozellikleri hakkinda iyi bir fikir verir Am yildizlari CP1 yildizlari tek iyonize Ca ve veya Sc nin zayif cizgilerini gosterirken agir metallerin bolluklarinda artis gosterirler Ayrica yavas donme egilimindedirler ve etkin sicakliklari 7000 ile 10000 K arasindadir Ap yildizlari CP2 yildizlari guclu manyetik alanlar Si Cr Sr ve Eu gibi elementlerin artmis bolluklari ile karakterize edilirler ve genellikle yavas donen yildizlardir Bu yildizlarin etkin sicakliginin 8000 ile 15000 K arasinda oldugu belirtilmektedir fakat bu tur tuhaf yildizlarda etkin sicakliklarin hesaplanmasi atmosferik yapi nedeniyle karmasiktir HgMn yildizlari CP3 yildizlari genellikle Ap kategorisinde yer alirlar fakat klasik Ap yildizlarinda gorulen guclu manyetik alanlari gostermezler Adindan da anlasilacagi gibi bu yildizlar tek iyonize Hg ve Mn nin artmis bolluklarini gosterirler ve CP yildizlari standartlarina gore bile cok yavas donen yildizlardir Bu yildizlar icin etkin sicaklik araligi 10000 ile 15000 K arasinda belirtilir He zayif yildizlari CP4 yildizlari gozlemlenen Johnson UBV renklerine gore klasik olarak beklenenden daha zayif He cizgileri gosterirler He zayif yildizlarin nadir bir sinifini celiskili gibi gorunse de 18000 23000 K sicakliga sahip helyumca zengin yildizlar olusturur Tuhafliklarin nedeniBu sicak ana kol yildizlarinda gozlenen olagandisi tuhaf yuzey bilesimlerinin genel olarak yildiz olustuktan sonra gerceklesen difuzyon veya manyetik etkiler gibi sureclerden kaynaklandigi dusunulmektedir Bu surecler ozellikle He N ve O gibi bazi elementlerin atmosferde alt katmanlara cokmesine neden olurken Mn Sr Y ve Zr gibi diger elementlerin ic kisimlardan yuzeye yukselmesine ve bu da gozlenen spektral tuhafliklara yol acar Yildizlarin merkezlerinin ve tamaminin genel bilesimlerinin olustuklari gaz bulutlarinin bilesimini yansitan daha normal kimyasal bolluk karisimlarina sahip oldugu varsayilmaktadir Bu tur difuzyon ve yukselmenin gerceklesmesi ve olusan katmanlarin bozulmadan kalabilmesi icin boyle bir yildizin atmosferinin konvektif karisimin meydana gelmeyecegi kadar kararli olmasi gerekir Bu kararliliga neden oldugu one surulen mekanizma genellikle bu tur yildizlarda gozlenen alisilmadik derecede buyuk manyetik alandir Sicak anakol yildizlarinin yaklasik 5 10 u kimyasal tuhafliklar gosterir ve bunlarin buyuk cogunlugu guclu manyetik alanlara sahip Ap veya Bp yildizlaridir Manyetik olmayan veya sadece zayif manyetik alana sahip kimyasal tuhaf yildizlar cogunlukla Am veya HgMn kategorilerine girer Cok daha kucuk bir yuzde l Bootis yildizlarinda gorulen demir grubu elementlerinin iron peak belirgin azligi gibi daha guclu tuhafliklar gosterir sn yildizlariKimyasal olarak tuhaf kabul edilen bir baska yildiz grubu da sn yildizlaridir Genellikle B2 den B9 a kadar olan tayf siniflarindaki bu sicak yildizlar iyi tanimlanmis belirgin ve dar sharp s merkezli Balmer cizgileri belirgin metalik sogurma cizgileri ve bunlarla tezat olusturan genis bulanik nebulous n notr helyum sogurma cizgileri gosterirler Bunlar B turu yildizlarda daha yaygin gorulen diger kimyasal tuhafliklarla birlesebilir Baslangicta olagandisi helyum cizgilerinin yildizin etrafindaki zayif bir madde kabugunda olustugu one surulmustu fakat simdi bunlarin Stark etkisinden kaynaklandigi dusunulmektedir Diger yildizlarKimyasal olarak tuhaf soguk yildiz siniflari da vardir yani tayf tipi G veya daha sonraki yildizlar fakat bu yildizlar genellikle anakol yildizlari degildir Bu yildizlar genellikle siniflarinin adiyla veya daha spesifik bir etiketle tanimlanir Daha fazla aciklama yapilmadan kullanilan kimyasal tuhaf yildiz ifadesi genellikle yukarida aciklanan sicak anakol tiplerinden birinin uyesi anlamina gelir Soguk kimyasal tuhaf yildizlarin cogu yildizin icindeki nukleer fuzyon urunlerinin yuzeye karismasinin bir sonucudur ve bunlarin cogu karbon yildizlarini ve S tipi yildizlari icerir Digerleri ise ikili yildiz sistemindeki kutle transferinin sonucudur ve bunlara ornek olarak baryum yildizlari ve bazi S yildizlari verilebilir OtegezegenlerKonak yildizlari tuhaf yildiz olan otegezegenlere iliskin cok az sayida yayin bulunmaktadir Dogrudan goruntulenen dort buyuk gezegene ev sahipligi yapan genc degisen yildiz l Bootis yildizlari grubuna aittir Kaynakca 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 Horace W Babcock The Magnetic Field of g Equulei In The Astrophysical Journal 1948 doi 10 1086 145063 Bibcode 1948ApJ 108 191B a b Preston G W 1974 The chemically peculiar stars of the upper main sequence Annual Review of Astronomy and Astrophysics Cilt 12 ss 257 277 Bibcode 1974ARA amp A 12 257P doi 10 1146 annurev aa 12 090174 001353 Gomez A E Luri X Grenier S Figueras F North P Royer F Torra J Mennessier M O 1998 The HR diagram from HIPPARCOS data Absolute magnitudes and kinematics of BP AP stars Astronomy and Astrophysics Cilt 336 s 953 Bibcode 1998A amp A 336 953G a b Netopil M Paunzen E Maitzen H M North P Hubrig S 2008 Chemically peculiar stars and their temperature calibration Astronomy amp Astrophysics 491 2 s 545 arXiv 0809 5131 2 Bibcode 2008A amp A 491 545N doi 10 1051 0004 6361 200810325 Michaud Georges 1970 Diffusion Processes in Peculiar a Stars Astrophysical Journal Cilt 160 s 641 Bibcode 1970ApJ 160 641M doi 10 1086 150459 Kochukhov O Bagnulo S 2006 Evolutionary state of magnetic chemically peculiar stars Astronomy amp Astrophysics 450 2 s 763 arXiv astro ph 0601461 2 Bibcode 2006A amp A 450 763K doi 10 1051 0004 6361 20054596 a b McClure R D 1985 The carbon and related stars Journal of the Royal Astronomical Society of Canada Cilt 79 s 277 Bibcode 1985JRASC 79 277M Bychkov V D Bychkova L V Madej J 2009 Catalogue of averaged stellar effective magnetic fields II Re discussion of chemically peculiar a and B stars Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 394 3 s 1338 Bibcode 2009MNRAS 394 1338B doi 10 1111 j 1365 2966 2008 14227 x a b Saffe C Levato H Maitzen H M North P Hubrig S 2014 On the nature of sn stars I A detailed abundance study Astronomy and Astrophysics Cilt 562 ss A128 arXiv 1401 5764 2 Bibcode 2014A amp A 562A 128S doi 10 1051 0004 6361 201322091 Abt H A Levato H 1977 Spectral types in the Orion OB1 association Publications of the Astronomical Society of the Pacific Cilt 89 s 797 Bibcode 1977PASP 89 797A doi 10 1086 130230 Hellier Coel Anderson D R Barkaoui K Benkhaldoun Z Bouchy F Burdanov A Cameron A Collier Delrez L Gillon M Jehin E Nielsen L D Maxted P F L Pepe F Pollacco D Pozuelos F J 21 Kasim 2019 WASP South hot Jupiters WASP 178b WASP 184b WASP 185b and WASP 192b Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Ingilizce 490 1 ss 1479 1487 arXiv 1907 11667 2 Bibcode 2019MNRAS 490 1479H doi 10 1093 mnras stz2713 ISSN 0035 8711 Saffe C Miquelarena P Alacoria J Gonzalez J F Flores M Arancibia M Jaque Calvo D Jofre E Collado A 1 Eylul 2020 KELT 17 a chemically peculiar Am star and a hot Jupiter planet Astronomy amp Astrophysics Ingilizce Cilt 641 ss A145 arXiv 2007 14210 2 Bibcode 2020A amp A 641A 145S doi 10 1051 0004 6361 202038843 ISSN 0004 6361 Wang Ji Wang Jason J Ma Bo Chilcote Jeffrey Ertel Steve Guyon Olivier Ilyin Ilya Jovanovic Nemanja Kalas Paul Lozi Julien Macintosh Bruce Strassmeier Klaus G Stone Jordan Eylul 2020 On the Chemical Abundance of HR 8799 and the Planet c The Astronomical Journal Ingilizce 160 3 s 150 arXiv 2007 02810 2 Bibcode 2020AJ 160 150W doi 10 3847 1538 3881 ababa7 ISSN 1538 3881