Erikoiset tähdet (englannin sanasta peculiar - epätavallinen, erityinen) eroavat tavallisista saman spektriluokan tähdistä joillakin merkittävillä spektrin ominaisuuksilla ja joskus muilla ominaisuuksilla (esimerkiksi vahvat ja muuttuvat magneettikentät ). Syitä ovat poikkeavuudet kemiallisessa koostumuksessa, voimakkaan magneettikentän läsnäolo jne.
Kemiallisesti omituiset tähdet ( CP-tähdet ) ovat yleisiä kuuman pääsarjan tähtien joukossa . Nämä kuumat omalaatuiset tähdet on jaettu neljään pääluokkaan spektrien perusteella (vaikka joskus käytetään kahta muuta luokitusjärjestelmää) [1] :
Am-tähdissä (CP1) on heikkoja yksittäisionisoidun kalsiumin ja/tai skandiumin viivoja, mutta voimakkaampia raskasmetallien viivoja . Lisäksi niillä on taipumus pyöriä hitaasti , ja niiden tehokkaat lämpötilat vaihtelevat välillä 7000-10000 K.
Ap-tähdille (CP2) on ominaista voimakkaat magneettikentät sekä lisääntynyt alkuaineiden, kuten Si , Cr , Sr ja Eu , runsaus . Ne myös pyörivät hitaasti, niiden tehollinen lämpötila vaihtelee 8 000 - 15 000 K, vaikka tällaisten tähtien tehollisen lämpötilan laskemista vaikeuttaa niiden ilmakehän rakenne.
Elohopea-mangaanitähdet (CP3) luokitellaan myös Ap-tähdiksi, mutta niillä ei ole klassisten Ap-tähtien voimakkaita magneettikenttiä. Kuten nimestä voi päätellä, nämä tähdet sisältävät ylimäärin yksittäin ionisoitua Hg :tä ja Mn :a . Nämä tähdet pyörivät myös hyvin hitaasti, jopa CP-tähtien standardien mukaan . Näiden tähtien lämpötila-alue on 10 000 - 15 000 K.
Heliumköyhät tähdet (CP4) ovat spektrialaluokkien B5-B8 tähtiä, joiden heliumviivat ovat heikentyneet tämän alaluokan osalta . Erikoisuus tässä tapauksessa selittyy elementtien diffuusion ja tähtituulen yhteisvaikutuksella .
Yleisesti uskotaan, että niiden erikoisuus johtuu pintarakenteen erikoisuudesta, joka voidaan havaita näissä kuumassa pääsarjan tähdissä. Tämä erikoisuus johtui tähtien muodostumisen jälkeen tapahtuneista prosesseista.
Näitä ovat aineen diffuusio ja/tai magneettiset vaikutukset tähtien ulkokerroksissa [2] . Näiden prosessien seurauksena jotkin alkuaineet, erityisesti He , N ja O , "uppoavat" tähden ilmakehän alemmissa kerroksissa, kun taas toiset alkuaineet, kuten Mn , Sr , Y , Zr , "kelluvat" ylempään kerrokseen. kerrokset, jolloin havaitaan spektripiirteitä.
Oletetaan, että tähtien ytimet ja muut tähden sisäkerrokset sisältävät enemmän kemiallisia alkuaineita, jotka heijastavat niiden kaasupilvien koostumusta, joista ne muodostuivat [1] . Jotta tällainen elementtien diffuusio, jonka seurauksena kerrokset pysyvät ehjinä, tapahtuisi, tällaisen tähden ilmakehän on oltava riittävän vakaa ilman konvektiivista sekoittumista. Ehdotettu mekanismi, joka aiheuttaa tämän vakauden, on epätavallisen suuri magneettikenttä, jota yleensä havaitaan tämän tyyppisissä tähdissä.
On myös luokkia kemiallisesti omituisia kylmiä tähtiä (eli spektriluokan G tai uudempia tähtiä), mutta tällaiset tähdet eivät yleensä ole pääsarjan tähtiä . Ne tunnistetaan yleensä luokkansa nimen tai jonkin merkinnän perusteella niiden erityisominaisuuksista. Ilmaus kemiallisesti omituiset tähdet tarkoittaa ilman lisäselvityksiä yleensä, että tähti kuuluu johonkin edellä kuvatuista kuuman pääsarjan päätyypeistä. Monet kylmistä kemiallisesti omituisista tähdistä ovat seurausta ydinfissiotuotteiden siirtymisestä tähden sisältä sen pintaan. Näitä ovat useimmat hiilitähdet ja S-tyypin tähdet .
Toiset ovat seurausta massansiirrosta binääritähtijärjestelmässä , näitä ovat bariumtähdet ja jotkut S-tyypin tähdet [3] .