Estrela peculiar
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Em astrofísica, denominam-se estrelas peculiares ou estrelas quimicamente peculiares aquelas estrelas cuja abundância em metais é anómala, pelo menos nas suas camadas superficiais.
As estrelas quimicamente peculiares são frequentes entre as estrelas quentes da sequência principal, cujo interior produz a fusão nuclear de hidrogénio. Estas foram divididas em quatro classes principais com base em seus espectros:
Estrelas pobres em hélio, que parecem ter menos hélio que o esperado.
Estrelas de mercúrio-manganês (HgMn), com fortes linhas de absorção de manganês e mercúrio no seu espectro.
Estrelas Ap, com campos magnéticos intensos e linhas de absorção fortes de silício, cromo, estrôncio, európio e outros.
Estrelas com linhas metálicas (Am), com linhas fortes de certos metais e linhas débeis de cálcio e escândio.
Algumas estrelas apresentam características mistas de várias destas classes.
De modo geral, pensa-se que a peculiar composição química observada na superfície destas estrelas é causada por processos que tiveram lugar depois da formação da estrela, tais como a difusão ou efeitos magnéticos nas suas camadas externas.[1] Estes processos fazem com que alguns elementos se assentem nas camadas inferiores da atmosfera, enquanto que outros elementos ascendem desde o interior até à superfície, provocando as particularidades espectrais observadas. Supõe-se que o interior da estrela, assim como a estrela em seu conjunto, possui uma abundância química mais normal que reflecte a composição da nuvem de gás a partir da qual se formou.[2]
Também existem estrelas peculiares frias, estrelas de tipo espectral G ou posterior, mas habitualmente estas estrelas não são da sequência principal. De modo geral, estas estrelas são identificadas pelo nome da sua classe ou alguma etiqueta específica adicional, ficando a frase quimicamente peculiar restringida aos membros de um dos tipos de estrelas quentes descritos acima.
Muitas das estrelas quimicamente peculiares frias são o resultado da mistura de produtos da fusão nuclear desde o interior até à superfície da estrela; estas incluem a maior parte das estrelas de carbono e estrelas do tipo S. Outras são o resultado de transferência de massa numa estrela binária; exemplos destas incluem as estrelas de bário e algumas estrelas do tipo S.[3]
Referências
↑ Michaud, G. Astrophysical Journal, vol 160, p 641, 1970
↑ Preston, George. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol 12, p 257, 1974 [1]
↑ McClure, R. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, vol 79, pp. 277-293, dezembro de 1985
Estrela |
| Formação |
Acreção • Nuvem molecular (Região HII) • Glóbulo de Bok • Objeto estelar jovem • Protoestrela • Pré-sequência principal (Herbig Ae/Be • Órion (T Tauri • FU Orionis) • Objeto de Herbig–Haro • Trilha de Hayashi • Limite de Hayashi • Trilha de Henyey
|
| Evolução |
Sequência principal • Ramo das gigantes vermelhas • Ramo horizontal (Red clump) • Ramo assintótico das gigantes • Nebulosa protoplanetária • Nebulosa planetária • Estrela PG 1159 • Dragagem • Faixa de instabilidade • Variável Mira • Variável luminosa azul • Estrela retardatária azul • Estrela Wolf-Rayet • Supernova • Supernova impostora • Hipernova • Diagrama de Hertzsprung–Russell • Diagrama cor-cor
|
Classe de
luminosidade |
Subanã • Anã (Azul • Vermelha • Branca • Amarela • Negra • Marrom • Laranja) • Subgigante • Gigante (Azul • Vermelha) • Gigante luminosa • Supergigante (Azul • Vermelha • Amarela) • Hipergigante (Amarela)
. |
Classificação
espectral |
O • B • A • F • G • K • M • Be • OB • Subanã O • Subanã B • Tipo tardio • Peculiar (Am • Ap/Bp (Oscilante) • Bário • Carbono • CH • Hélio extrema • Lambda Boötis • Chumbo • Mercúrio-manganês • S • Variável Gamma Cassiopeiae • Tecnécio)
|
| Remanescentes |
Anã branca (Anã negra • Planeta de hélio) • Estrela de nêutrons (Pulsar • Magnetar) • Buraco negro estelar • Estrela compacta (Quark • Exótica)
Núcleo estelar: EF Eridani B
|
Estrelas fracassadas
e teóricas |
Objeto subestelar (Anã marrom • Subanã marrom • Planetar) • Estrela de bósons • Estrela de matéria escura • Quase-estrela • Objeto de Thorne–Żytkow • Estrela de ferro
|
| Nucleossíntese |
Processo alfa • Processo triplo-alfa • Cadeia próton-próton • Flash de hélio • Ciclo CNO • Fusão nuclear do lítio • Fusão nuclear do carbono • Fusão nuclear do neônio • Fusão nuclear do oxigênio • Fusão nuclear do silício • Processo S • Processo R • Fusor • Nova (Remanescente de nova)
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| Estrutura |
Núcleo • Zona de convecção (Microturbulência • Oscilações) • Zona de radiação • Fotosfera • Mancha estelar • Cromosfera • Corona • Vento estelar (Bolha) • Astrosismologia • Limite de Eddington • Mecanismo de Kelvin–Helmholtz
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| Propriedades |
Designação • Dinâmica • Temperatura efetiva • Cinemática • Campo magnético • Magnitude (Absoluta) • Massa • Metalicidade • Rotação • Cor UBV • Variabilidade
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| Sistemas estelares |
Binária (De contato • Envelope comum) • Múltipla • Disco de acreção • Sistema planetário • Sistema solar
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Observações
geocêntricas |
Estrela polar • Estrela circumpolar • Magnitude (Aparente • Fotográfica • Cor) • Velocidade radial • Movimento próprio • Paralaxe • Estrela padrão
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| Listas |
Nomes de estrelas • Mais massivas • Menos massivas • Maiores • Mais brilhantes (Históricas) • Mais luminosas • Próximas (Brilhantes mais próximas) • Estrelas com exoplanetas • Anãs marrons • Nebulosas planetárias • Novas • Supernovas • Remanescentes de supernova • Candidatas a supernova • Linha do tempo da astronomia estelar
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Artigos
relacionados |
Planeta • Aglomerado estelar • Associação • Aglomerado aberto • Aglomerado globular • Galáxia • Superaglomerado • Heliosismologia • Estrela convidada • Constelação • Asterismo • Gravidade • Estrela intergaláctica • Nuvem escura de infravermelho
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