Ртутно-манганова зоря
Рту́тно-ма́нганова зоря́ (або HgMn-зоря́) є хімічно пекулярною зорею з сильними спектральними лініями поглинання в області 398.4 нм завдяки наявності великої кількості йонів ртуті.[1] Разом з великим вмістом ртуті в атмосферах зір цього типу виявлено також багато йонів мангану; звідси і походить їх назва.
Фізичні властивостіРедагувати
HgMn-зорі обертаються відіносно повільно навколо своєї осі. Тому припускають, що їхні атмосфери є відносно стабільними й мають умови для ефективної дії процесів атомної дифузії. При цьому певні типи атомів опускаються нижче в атмосфері за рахунок сил гравітації, в той час як інші атоми «виринають» у верхні шари атмосфери завдяки тиску випромінювання. Процеси атомної дифузії приводить в кінцевому результаті до неоднорідного розподілу вмісту хімічних елементів з глибиною атмосфери, а також до надлишку певних елементів у її верхніх шарах, який можна оцінити з аналізу ліній поглинання, що відповідають цим хімічним елементам.
Ефективні температури ртутно-манганових зір Teff знаходяться в межах від 10 000 К до 16 000 К, а значення логарифму гравітації на поверхні lg g—в області від 4.5 до 3.5[2], що відповідає спектральному класу від A0 до B9. На сьогоднішній день немає переконливих доказів наявності сильних магнітних полів у зір цього типу.
Хімічні властивостіРедагувати
У HgMn-зір не виявлено якої-небудь змінності спектральних ліній, що могла б свідчити про наявність «плям» з аномальним вмістом хімічних елементів на їхній «поверхні». В окремий клас ці зорі виділяють за двома такими характеристиками:
- Зоряна атмосфера має надлишок йонів фосфору (P), манганцю (Mn), галію (Ga), стронцію (Sr), ітрію (Y), цирконію (Zr), платини (Pt) та ртуті (Hg).
- Відсутність сильних магнітних полів.
Найяскравіші HgMn-зоріРедагувати
Наступна таблиця приводить дані для найяскравіших HgMn-зір на зоряному небі.
| Назва[3] | Назва у сузір'ї | Спектральний клас[3] |
Вид. вел.[3] |
Teff, K | lg g |
|---|---|---|---|---|---|
| Альферац | α Андромеди | B8IVmnp | 2.06 | 13800 ± 125[4] | 4.15 ± 0.16[4] |
| Гієнах Ворона | γ Ворона | B8III | 2.59 | 12000[5] | 3,5[5] |
| Майя | 20 Тельця | B8III | 3.87 | 12600 | 3.5 |
| χ Вовка | B9IV | 3.96 | 10750[6] | 4.0[6] | |
| Muliphein[7] | γ Великого Пса | B8II | 4.10 | ||
| φ Геркулеса | B9mnp | 4.23 | |||
| π1 Волопаса | B9p | 4.91 | |||
| ι Північної Корони | A0p | 4.98 | |||
| κ Рака A | B8IIImnp | 5.24 | |||
| Dabih Minor[8] | β Козорога B | B9.5III/IV | 6.10 |
Повніший Перелік HgMn-зір подано окремою сторінкою.
Див. такожРедагувати
ДжерелаРедагувати
- ↑ Mercury-manganese star. The Internet Encyclopedia of Science, David Darling. Accessed on line August 14, 2008.
- ↑ Л.С.Любімков, "Хімічний склад зір: методи та результати аналізу", НПФ «Астропринт», 1995
- ↑ а б в Names, spectral types and apparent magnitudes taken from SIMBAD, except as noted.
- ↑ а б Orbital elements and abundance analyses of the double-lined spectroscopic binary alpha Andromedae, T. A. Ryabchikova, V. P. Malanushenko, and S. J. Adelman, Astronomy and Astrophysics 351 (November 1999), pp. 963–972, Bibcode: 1999A&A...351..963R. See §4 for component parameters and Table 3, §5 for elemental abundances.
- ↑ а б Fremat, Y.; Houziaux, L., Elemental abundances in the Hg-Mn star γ Corvi, 1997 Astronomy and Astrophysics, v.320, p.580-585
- ↑ а б SMITH K.C.; DWORETSKY M.M. «Elemental abundances in normal late-B and HgMn stars from co-added IUE spectra. I. Iron-peak elements», 1993 Astron. Astrophys., 274, 335-355
- ↑ Muliphein Архівовано 17 травень 2008 у Wayback Machine., Stars, Jim Kaler. Accessed on line August 14, 2008.
- ↑ Dabih Архівовано 24 серпень 2006 у Wayback Machine., Stars, Jim Kaler. Accessed on line August 14, 2008.
