Stella peculiare

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In astrofisica il termine stella peculiare designa un particolare tipo di stella che possiede una insolita abbondanza di elementi pesanti, almeno nei propri strati superficiali.

Comuni dal punto di vista chimico soprattutto tra le stelle di sequenza principale, tali stelle sono state divise in quattro principali categorie sulla base delle proprie peculiarità spettrali:

1. He debole: presentano quantità di elio minori del previsto;
2. Hg-Mn: forti linee di assorbimento del mercurio e del manganese;
3. Ap: caratterizzate da forti campi magnetici, possiedono forti linee di silicio, cromo, stronzio, europio ed altri;
4. Am: presentano forti linee dei metalli pesanti e deboli dei metalli alcalino terrosi, principalmente calcio.

I nomi delle classi rendono bene l'idea delle peculiarità di ciascuna classe; inoltre alcune stelle presentano caratteristiche assimilabili a più classi.

Gli astronomi ritengono che le peculiari composizioni superficiali osservate in queste calde stelle di sequenza principale siano state causate da processi successivi alla formazione della stella, come la diffusione degli elementi anche a seguito degli influssi del campo magnetico sugli strati esterni. Tali influssi fanno sì che alcuni degli elementi che compongono la superficie "sprofondino" negli strati interni, mentre da questi ultimi vengono prelevati gli elementi più pesanti, che poi risultano "visibili" dalle osservazioni spettroscopiche. Gli scienziati ritengono che i nuclei delle stelle, e la composizione della quasi totalità dell'astro, presentino una mescolanza chimica meno accentuata, che riflette presumibilmente la composizione della nube molecolare da cui esso si è formato. ^[1]

Tra le stelle peculiari sono annoverate anche stelle più "fredde" (vale a dire dalla classe spettrale G alla M), ma generalmente non si tratta di stelle di sequenza principale. Tuttavia queste ultime sono normalmente identificate col nome della propria classe o con alcune particolari nomenclature, mentre la perifrasi stelle chimicalmente peculiari tende ad identificare solamente le calde stelle di sequenza principale.

Gran parte delle stelle peculiari fredde sono il risultato della commistione tra i prodotti delle reazioni di fusione nucleare, provenienti dall'interno della stella, e gli elementi superficiali; questa classe include gran parte delle stelle al carbonio e delle stelle di classe S, che sono talvolta il risultato, assieme alle stelle al bario, dei trasferimenti di massa in un sistema binario. ^[2]

[modifica] Note

1. ^ Preston, George. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol 12, p 257, 1974[1]
2. ^ McClure, R. Journal of the Royals Astronomical Society of Canada, vol 79, pp. 277-293, Dec. 1985

[modifica] Voci correlate

• Stella di Przybylski
• Campo magnetico stellare