Необична ѕвезда

**Необична ѕвезда** или **хемиски необична ѕвезда** (**CP-ѕвезда** од анг. **''с**hemically **p**eculiar star*) — [[ѕвезда]] со изразено необична застапеност на [[металичност|метали]], барем во површинските слоеви.

==Класификација==
Хемиски необичните ѕвезди се чести меѓу врелите ѕвезди од [[главна низа|главната низа]] (кои согоруваат водород). Се делат на 4 главни класи според нивните спектри, иако понекогаш се користат два система на класификација:
* немагнетни [[Am-ѕвезда|металнолиниски]] (Am, CP1)
* [[Ap- и Bp-ѕвезди|магнетни]] (Ap, CP2)
* немагнетни [[живино-манганска ѕвезда|живино-мангански]] (HgMn, CP3)
* [[хелиумски слаба ѕвезда|хелиумски слаби]] (He-слаби, CP4).

Секое име на класата дава слика за необичноста која ги издвојува од другите ѕвезди на или близу [[главна низа|главната низа]].

Am-ѕвездите (CP1-ѕвезди) имаат слаби линии на единечно јонизиран [[калциум|Ca]] и/или [[скандиум|Sc]], но покажуваат поголема застапеност на тешки метали. Обично се [[ѕвездено вртење|бавновртечки]] и имаат [[делотворна температура]] од 7.000 до 10.000&nbsp;[[келвин|K]].

Ap-ѕвездите (CP2-ѕвезди) се одликуваат со силни магнетни полиња, поголеми количества на елементи како [[силициум|Si]], [[хром|Cr]], [[стронциум|Sr]] и [[европиум|Eu]] и бавно вртење. Делотворната температура им е некаде помеѓу 8.000 и , но пресметката на топлината е отежната од нивниот атмосферски состав.

HgMn-ѕвездите (CP3-ѕевзди) класично се ставаат во категоријата Ap, но немаат силни [[ѕвездено магнетно поле|магнетни полиња]] својствени на таа категорија. Како што покажува самото име, имаат поголеми количества на единечно јонизиран Hg и Mn. Овие ѕвезди се вртат многу бавно, дури и по мерилата на CP-ѕвездите. Делотворната температура им се движи од  до .

He-слабите ѕвезди (CP4-ѕвезди) имаат послаби хелиумски (He) линии отколку што би се очекувало од нивните Џонсонови *UBV*-бои. Ретка класа на He-слабите ѕвезди се (парадоксално) хелиумски богатите ѕвезди, со температура од –.

==Причина за наобичноста==
Се смета дека необичниот површински состав кај овие врели ѕвезди од главната низа се должи на процеси кои се случиле по образувањето на ѕвездата, како промешување или магнетни ефекти во надворешните слоеви на ѕвездите. Со овие процеси, некои елементи (особено He, N и O) се налегнуваат од атмосферата во подолните слоеви, а други како [[манган|Mn]], [[стронциум|Sr]], [[итриум|Y]] и [[циркониум|Zr]] се издигаат од внатрешноста кон површината, предизвикувајќи спектрална необичност. Се претпоставува дека средиштата на ѕвездите, како и севкупниот состав на ѕвездите, имаат нормални мешавини од елементи кои го одразуваат составот на гасовитите облаци од кои настанале. За да дојде до такво промешување и лебдење, а потоа слоевите да останат непроменети, атмосферата на таква ѕвезда мора да биде доволно стабилна за да не дојде со струевито мешање. Предложениот механизам кој ја предизвикува оваа нестабилност е необично големото [[ѕвездено магнетно поле|магнетно поле]] кое се забележува кај ѕвездите од овој тип.

Околу 5–10&nbsp;% од врелите ѕвезди од главната низа имаат хемиски необичности. Огромно мнозинство од нив се Ap (или Bp) ѕвезди со силни магнетни полиња. Немагнетните или слабомагнетните необични ѕвезди претежно спаѓаат во категоријата Am или HgMn. Многу помал дел имааат поизразени необичности како голема оскудност на елементи од [[железен врв|железниот врв]] кај [[ѕвезда од типот на Ламбда Воловар|ѕвездите од типот на λ Воловар]].

==*sn*-ѕвезди==
Друга група ѕвезди која понекогаш се смета за хемиски необична се 'sn'-ѕвездите. Овие врели ѕвезди, обично од спектрална класа B2 до B9, покажуваат [[Балмерова линија|Балмерови линии]] со остри (*s*, анг. *sharp*) јадра, јадри метални [[впивна линија|впивни линии]] and контрастни широки или маглински (*n*, анг. *nebulous*) неутрални хелиумски впивни линии. Овие може да се сретнат заедно со други хемиски необичности кои почесто се среќаваат кај ѕвездите од типот B.

Првично се мислело дека необичните хелиумски линии се создадени во слаба обвивка од материјал околу ѕвездата, но денес се смета дека се должат на [[Штарков ефект|Штарковиот ефект]].

==Други ѕвезди==
Постојат и класи на хемиски необични ладни ѕвезди (со [[спектрална класификација|спектрален тип]] G или повисоко), но тие обично не се од главната низа. Овие обично се нарекуват според името на нивната класа или друга поконкретна ознака. Изразот *хемиски необична ѕвезда'' без понатамошно уточнување подразбира член на врелите типови од главната низа опишани погоре. Многу од поладните хемиски необични ѕвезди се производ од мешање на производи од јадрено соединување од внатрешноста на ѕвездата со надворешните слоеви; тука спаѓаат највеќето јаглеродни ѕвезди и ѕвездите од типот S. Други настануваат со пренос на маса во двоен ѕвезден систем; такви примери се бариумските ѕвезди и некои S-ѕвезди.

## Придружници
Постојат многу малку необични ѕвезди со планети. Младата променлива ѕвезда HR 8799, која има четири забележани масивни планети, ѝ припоаѓа на групата ѕвезди од типот на λ Воловар.

## Поврзано
* Пшибилскиева Ѕвезда

## Наводи

Категорија:Видови ѕвезди