암별

Am star

Am별 또는 금속선별은 아연, 스트론튬, 지르코늄, 바륨과 같은 금속의 흡수선이 강하고 종종 가변적이며 칼슘과 스칸듐과 같은 다른 금속들의 결핍을 가진 분광형 A의 화학적으로 특이한 별이다.Am별의 원래 정의는 이 별이 "Ca(및/또는 Sc)의 표면 부족 및/또는 Fe 군과 무거운 원소들의 표면 과잉"[1]을 보이는 별이었다.

비정상적 상대적 풍부성으로 인해 칼슘 K 라인에서 평가된 스펙트럼 유형이 다른 금속 라인에서 평가된 스펙트럼 유형보다 체계적으로 빠르다.일반적으로, 수소 라인만으로 판단되는 스펙트럼 유형은 중간이다.이로 인해 두세 가지 스펙트럼 유형이 제시된다.예를 들어 시리우스의 스펙트럼형은 kA0hA0VmA1로, 칼슘 k선으로 판단하면 A0, 수소선으로 판단하면 A0V, [2]중금속선으로 판단하면 A1임을 나타낸다.Sirius에는 [3][4]A0mA1Va와 같은 다른 형식이 있습니다.

화학적 이상은 더 많은 빛을 흡수하는 일부 원소가 표면으로 밀려오는 반면 다른 원소는 중력의 힘으로 가라앉기 때문이다.이 효과는 별의 회전 [5]속도가 낮을 때만 발생합니다.보통, A형 별은 빠르게 회전합니다.대부분의 Am별은 조석 제동에 [5]의해 별의 회전이 느려지는 쌍성계의 일부를 형성한다.

가장 잘 알려진 금속선 별은 시리우스(큰개자리 알파)입니다.다음 표에는 금속선 별 몇 개가 겉보기 등급의 내림차순으로 나열되어 있습니다.

목록.

이름[6] 바이어 또는 기타 명칭 겉보기 등급[6]
시리우스 A α 큰개자리 A −1.47
카스토르바 α Geminorum Ba 2.96
α 볼란티스 4.00
아큐벤스[7] A α개구리 A 4.26
쿠르하[8] § Cephei 4.29
§ 크루시스1 4.30
§ 버진리스[9] 4.64
μ 오리가게 4.88
큰곰자리 2마리 5.46
§ 그루이3 5.72
WW 오리가게[10] 5.82
IK 페가시 6.08

델피니와 퍼피스

소수의 Am 별들은 비정상적으로 늦은 분광형과 특히 강한 광도 효과를 보인다.Am별은 일반적으로 비정상적인 광도 효과를 나타내지만, Puppis와 같은 별들은 주계열성 위에 있는 대부분의 Am별보다 더 진화하고 더 밝다고 여겨진다.Am별과 δ스쿠티 변광성은 H–R 다이어그램에서 거의 같은 위치에 있지만, 별이 Am별과 δ스쿠티 변광성이 모두 되는 것은 드문 일이다.① 퍼피스와 ② 델피니가 [2]한 예다.

몇몇 저자들은 γ 델피니 별, Am 별이라고 알려져 있지만 칼슘과 다른 금속선 사이의 차이는 거의 없다.그것들은 또한 scut 방패자리 별들과 비교되어 왔다.이후 연구에 따르면 이 그룹은 다소 비균질적이며 우연의 일치일 수 있으며 상대적으로 광도가 높고 스펙트럼 [2][11]유형이 늦은 γ 꼭두각시 별보다 더 좁은 등급의 γ 델피니 등급을 사용할 것을 권고했다.그러나 ▲ 꼭두각시 별이 ▲ 방패자리 [12]변광성으로 간주되는 등 여전히 혼란스러운 경우가 있다.

주 및 참고 자료

  1. ^ Conti, Peter S (1970). "The Metallic-Line Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 82 (488): 781. Bibcode:1970PASP...82..781C. doi:10.1086/128965.
  2. ^ a b c Gray, R. O; Garrison, R. F (1989). "The early F-type stars - Refined classification, confrontation with Stromgren photometry, and the effects of rotation". Astrophysical Journal Supplement Series. 69: 301. Bibcode:1989ApJS...69..301G. doi:10.1086/191315.
  3. ^ Conti, P. S; Barker, P. K (1973). "Are all metallic-line stars binaries? Observations of three stars in Coma". Astrophysical Journal. 186: 185. Bibcode:1973ApJ...186..185C. doi:10.1086/152487.
  4. ^ Skiff, B. A (2014). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009-2016)". VizieR On-line Data Catalog: B/Mk. Originally Published in: Lowell Observatory (October 2014). 1. Bibcode:2014yCat....1.2023S.
  5. ^ a b Am star, 인터넷 과학 백과사전 데이비드 달링.2008년 8월 14일에 온라인으로 액세스.
  6. ^ a b 달리 언급하지 않는 한 SIMBAD에서 가져온 이름 및 외관 크기.
  7. ^ 아큐벤스, 스타, 짐 칼러2008년 8월 14일에 온라인으로 액세스.
  8. ^ 쿠르하, 스타, 짐 칼러2008년 8월 14일에 온라인으로 액세스.
  9. ^ Paunzen, E.; et al. (February 2013), "A photometric study of chemically peculiar stars with the STEREO satellites - II. Non-magnetic chemically peculiar stars", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 429 (1): 119–125, arXiv:1211.1535, Bibcode:2013MNRAS.429..119P, doi:10.1093/mnras/sts318, S2CID 119231581.
  10. ^ WW Aurige는 둘 다 Am별인 쌍성이다.
  11. ^ Neiner, C; Wade, G. A; Sikora, J (2017). "Discovery of a magnetic field in the δ Scuti F2m star ρ Pup". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 468 (1): L46–L49. arXiv:1702.01621. Bibcode:2017MNRAS.468L..46N. doi:10.1093/mnrasl/slx023. S2CID 119201285.
  12. ^ Kochukhov, O. (March 2009). "Asteroseismology of chemically peculiar stars". Communications in Asteroseismology. 159: 61–70. arXiv:0812.0374. Bibcode:2009CoAst.159...61K. doi:10.1553/cia159s61. S2CID 18174900.