Besynderlige stjerner (fra det engelske ord ejendommelig - usædvanlig, speciel) adskiller sig fra almindelige stjerner af samme spektralklasse i nogle væsentlige træk i spektrene og nogle gange i andre egenskaber (for eksempel stærke og variable magnetfelter ). Årsagerne er anomalier i den kemiske sammensætning, tilstedeværelsen af et stærkt magnetfelt osv.
Kemisk ejendommelige stjerner ( CP-stjerner ) er almindelige blandt varme hovedsekvensstjerner . Disse varme ejendommelige stjerner er blevet opdelt i 4 hovedklasser baseret på deres spektre (selvom der nogle gange bruges to andre klassifikationssystemer) [1] :
Am-stjerner (CP1) viser svage linjer af enkelt ioniseret calcium og/eller scandium , men stærkere linjer af tungmetaller . Derudover har de en tendens til at rotere langsomt , og deres effektive temperaturer varierer fra 7.000 til 10.000 K.
Ap-stjerner (CP2) er karakteriseret ved stærke magnetfelter, samt en øget mængde af grundstoffer som Si , Cr , Sr og Eu . De roterer også langsomt, deres effektive temperatur varierer fra 8.000 til 15.000 K, selvom beregningen af den effektive temperatur af sådanne stjerner er kompliceret af strukturen af deres atmosfære.
Kviksølv-mangan-stjerner (CP3) er også klassificeret som Ap-stjerner, men udviser ikke de stærke magnetfelter, der er forbundet med klassiske Ap-stjerner. Som navnet antyder, indeholder disse stjerner et overskud af enkelt ioniseret Hg og Mn . Disse stjerner roterer også meget langsomt, selv efter standarden for CP-stjerner . Temperaturområdet for disse stjerner er mellem 10.000 og 15.000 K.
Heliumfattige stjerner (CP4) er stjerner af spektrale underklasser B5-B8 med svækkede heliumlinjer for denne underklasse . Det ejendommelige i dette tilfælde forklares af den kombinerede virkning af diffusionen af elementer og stjernevinden .
Det antages generelt, at deres ejendommelighed skyldes ejendommen ved overfladestrukturen, som kan observeres i disse varme hovedsekvensstjerner. Denne ejendommelighed var forårsaget af de processer, der fandt sted efter stjernernes dannelse.
Disse omfatter spredning af stof og/eller magnetiske effekter i de ydre lag af stjerner [2] . Som et resultat af disse processer "synker" nogle elementer, især He , N og O , i de nederste lag af stjernens atmosfære, mens andre elementer, såsom Mn , Sr , Y , Zr , "svæver" ind i de øvre lag. lag, og som et resultat heraf observeres spektrale træk.
Det antages, at stjernernes kerne og andre indre lag af stjernen indeholder flere kemiske grundstoffer, som afspejler sammensætningen af de gasskyer, som de er dannet af [1] . For at en sådan diffusion af elementer kan forekomme, som et resultat af hvilken lagene forbliver intakte, skal atmosfæren af en sådan stjerne være tilstrækkelig stabil uden konvektiv blanding. Den foreslåede mekanisme, der forårsager denne stabilitet, er et usædvanligt stort magnetfelt, som normalt observeres i stjerner af denne type.
Der er også klasser af kemisk ejendommelige kolde stjerner (det vil sige stjerner af spektralklasse G eller senere), men sådanne stjerner er generelt ikke hovedsekvensstjerner . De er normalt identificeret ved navnet på deres klasse eller ved en angivelse af deres specifikke egenskaber. Udtrykket kemisk ejendommelige stjerner betyder, uden yderligere kvalifikationer, normalt, at stjernen er medlem af en af hovedtyperne af varme hovedsekvensstjerner beskrevet ovenfor. Mange af de kolde kemisk ejendommelige stjerner er resultatet af overførslen af nukleare fissionsprodukter fra stjernens indre til dens overflade, disse omfatter de fleste kulstofstjerner og stjerner af S -typen .
Andre er resultatet af masseoverførsel i et binært stjernesystem , disse omfatter bariumstjerner og nogle stjerner af S-typen [3] .