Speciella stjärnor (från det engelska ordet peculiar - ovanlig, speciell), skiljer sig från vanliga stjärnor av samma spektralklass i vissa betydande särdrag i spektrat , och ibland i andra egenskaper (till exempel starka och variabla magnetfält ). Orsakerna är anomalier i den kemiska sammansättningen, närvaron av ett starkt magnetfält etc.
Kemiskt säregna stjärnor ( CP-stjärnor ) är vanliga bland heta huvudsekvensstjärnor . Dessa heta säregna stjärnor har delats in i fyra huvudklasser baserat på deras spektra (även om två andra klassificeringssystem ibland används) [1] :
Am-stjärnor (CP1) visar svaga linjer av enkeljoniserat kalcium och/eller skandium , men starkare linjer av tungmetaller . Dessutom tenderar de att rotera långsamt , och deras effektiva temperaturer varierar från 7 000 till 10 000 K.
Ap-stjärnor (CP2) kännetecknas av starka magnetfält, samt ett ökat överflöd av element som Si , Cr , Sr och Eu . De roterar också långsamt, deras effektiva temperatur sträcker sig från 8 000 till 15 000 K, även om beräkningen av den effektiva temperaturen för sådana stjärnor kompliceras av strukturen i deras atmosfär.
Kvicksilver-manganstjärnor (CP3) klassificeras också som Ap-stjärnor, men uppvisar inte de starka magnetfält som förknippas med klassiska Ap-stjärnor. Som namnet antyder innehåller dessa stjärnor ett överskott av enskilt joniserat Hg och Mn . Dessa stjärnor roterar också mycket långsamt, även enligt CP-stjärnornas normer . Temperaturintervallet för dessa stjärnor är mellan 10 000 och 15 000 K.
Heliumfattiga stjärnor (CP4) är stjärnor i spektrala underklasser B5-B8 med försvagade heliumlinjer för denna underklass . Det speciella i detta fall förklaras av den kombinerade verkan av spridningen av element och stjärnvinden .
Man tror allmänt att deras särart beror på särdragen hos ytstrukturen som kan observeras i dessa heta huvudsekvensstjärnor. Denna egenhet orsakades av de processer som ägde rum efter att stjärnorna bildades.
Dessa inkluderar diffusion av materia och/eller magnetiska effekter i de yttre lagren av stjärnor [2] . Som ett resultat av dessa processer "sjunker" vissa element, i synnerhet He , N och O , i de nedre lagren av stjärnans atmosfär, medan andra element, såsom Mn , Sr , Y , Zr , "flyter" in i de övre skikt, i som ett resultat observeras spektrala egenskaper.
Man antar att stjärnornas kärnor och andra inre lager av stjärnan innehåller fler kemiska grundämnen, som återspeglar sammansättningen av gasmolnen från vilka de bildades [1] . För att en sådan diffusion av element ska ske, som ett resultat av vilket skikten förblir intakta, måste atmosfären hos en sådan stjärna vara tillräckligt stabil, med frånvaro av konvektiv blandning. Den föreslagna mekanismen som orsakar denna stabilitet är ett ovanligt stort magnetfält, som vanligtvis observeras i stjärnor av denna typ.
Det finns också klasser av kemiskt säregna kalla stjärnor (det vill säga stjärnor av spektralklass G eller senare), men sådana stjärnor är i allmänhet inte huvudsekvensstjärnor . De identifieras vanligtvis med namnet på sin klass eller genom någon indikation på deras specifika egenskaper. Uttrycket kemiskt säregna stjärnor , utan ytterligare kvalifikationer, betyder vanligtvis att stjärnan är en medlem av en av huvudtyperna av heta huvudsekvensstjärnor som beskrivs ovan. Många av de kalla kemiskt säregna stjärnorna är resultatet av överföringen av kärnklyvningsprodukter från stjärnans inre till dess yta, dessa inkluderar de flesta kolstjärnor och stjärnor av S-typ .
Andra är resultatet av massöverföring i ett binärt stjärnsystem , dessa inkluderar bariumstjärnor och några stjärnor av S-typ [3] .