Une étoile chimiquement particulière — dite étoile CP, pour Chemically Peculiar en anglais — est une étoile dont le spectre témoigne d'une surabondance ou d'un appauvrissement en un ou plusieurs éléments chimiques par rapport au type spectral de référence de l'étoile.Les étoiles CP sont fréquentes le long de la séquence principale.

PropertyValue
dbpedia-owl:abstract
  • Une étoile chimiquement particulière — dite étoile CP, pour Chemically Peculiar en anglais — est une étoile dont le spectre témoigne d'une surabondance ou d'un appauvrissement en un ou plusieurs éléments chimiques par rapport au type spectral de référence de l'étoile.Les étoiles CP sont fréquentes le long de la séquence principale. On distingue quatre types d'étoiles CP chaudes en fonction de leur spectre : Les étoiles CP1, ou étoiles Am, présentent de fines raies de calcium et/ou de scandium ionisé une fois (ions Ca+ et Sc+) mais une surabondance de métaux lourds. Elles ont également tendance à avoir une vitesse de rotation plutôt faible et une température effective comprise entre 7 000 et 10 000 K. Les étoiles CP2, ou étoiles Ap, présentent un champ magnétique puissant, une surabondance d'éléments comme le silicium, le chrome, le strontium et l'europium, et une vitesse de rotation plutôt faible. Leur température effective est généralement estimée entre 8 000 et 15 000 K, mais la détermination de cette température est rendue difficile par la structure atmosphérique complexe de ce type d'étoiles. Les étoiles CP3, ou étoiles HgMn, sont également souvent placées parmi les étoiles de type Ap mais ne présentent pas le champ magnétique puissant associé typiquement à ce type d'étoiles. En revanche, elles présentent une surabondance en mercure et en manganèse ionisé une fois (Hg+ et Mn+, d'où leur nom d'étoiles à mercure et manganèse), ainsi qu'une vitesse de rotation particulièrement faible, même pour des étoiles CP. Leur température effective publiée se situe entre 10 000 et 15 000 K. Les étoiles CP4, ou étoiles He-weak, présentent des raies d'hélium plus fines — donc un appauvrissement en hélium — que leurs couleurs UBV ne le laisseraient prévoir.On considère généralement que la composition chimique atypique observée par spectrométrie à la surface de ces étoiles chaudes de la séquence principale résulte de phénomènes survenus après la formation de ces étoiles, par exemple par diffusion d'éléments chimiques ou encore sous l'effet de champs magnétiques dans les couches extérieures de ces étoiles. Ces phénomènes conduisent certains éléments ionisés, notamment l'hélium, l'azote et l'oxygène, à migrer vers les couches plus profondes de l'étoile tandis que d'autres cations, tels que le manganèse, le strontium, l'yttrium et le zirconium, migrent des couches inférieures vers la surface de l'étoile. On suppose que l'étoile conserve dans son ensemble une composition chimique plus conforme à la normale, reflétant la composition chimique des nuages moléculaires à partir desquels elles se sont formées. L'absence d'homogénéisation chimique par convection entre les différentes couches de ces étoiles, qui devrait normalement annuler les gradients de concentration entre la surface et les couches sous-jacentes, s'expliquerait par leur champ magnétique généralement élevé.Les étoiles de type λ Bootis sont un type particulier d'étoiles CP chaudes caractérisées par l'appauvrissement de leurs couches externes en éléments du pic du fer, c'est-à-dire : chrome, manganèse, fer, cobalt et nickel. L'explication la plus couramment avancée pour rendre compte de ce phénomène est l'accrétion par l'étoile de gaz de faible métallicité depuis un disque protoplanétaire. Le prototype de ces étoiles est λ Bootis, une étoile de type spectral A0p.Il existe également des étoiles CP froides, c'est-à-dire de type spectral G, K, M, voire au-delà, mais ces étoiles ne se trouvent pas sur la séquence principale.
  • En astrofísica, se denominan estrellas peculiares o estrellas químicamente peculiares a aquellas estrellas cuya abundancia en metales es anómala, al menos en sus capas superficiales.Las estrellas químicamente peculiares son frecuentes entre las estrellas calientes de la secuencia principal, en cuyo interior se produce la fusión nuclear de hidrógeno. Éstas han sido divididas en cuatro clases principales sobre la base de sus espectros: Estrellas pobres en helio, que parecen tener menos helio del esperado. Estrellas de mercurio-manganeso (HgMn), con fuertes líneas de absorción de manganeso y mercurio en su espectro. Estrellas Ap, con campos magnéticos intensos y líneas de absorción fuertes de silicio, cromo, estroncio, europio y otros. Estrellas con líneas metálicas (Am), con líneas fuertes de ciertos metales y líneas débiles de calcio y escandio.Algunas estrellas presentan características mixtas de varias de estas clases.En general, se piensa que la peculiar composición química observada en la superficie de estas estrellas está causada por procesos que han tenido lugar después de la formación de la estrella, tales como difusión o efectos magnéticos en sus capas externas. Estos procesos hacen que algunos elementos se asienten en las capas inferiores de la atmósfera, mientras que otros elementos ascienden desde el interior hacia la superficie, provocando las particularidades espectrales observadas. Se supone que el interior de la estrella, así como la estrella en su conjunto, poseen una abundancia química más normal que refleja las composición de la nube de gas a partir de la cual se ha formado.También hay estrellas peculiares frías, estrellas de tipo espectral G o posterior, pero habitualmente estas estrellas no son de la secuencia principal. Por lo general, estas estrellas son identificadas por el nombre de su clase o alguna etiqueta específica adicional, quedando la frase químicamente peculiar restringida a los miembros de uno de los tipos de estrellas calientes descritos arriba.Muchas de las estrellas químicamente peculiares frías son el resultado de la mezcla de productos de la fusión nuclear desde el interior hacia la superficie de la estrella; éstas incluyen la mayor parte de las estrellas de carbono y estrellas de tipo S. Otras son el resultado de transferencia de masa en una estrella binaria; ejemplos de éstas incluyen las estrellas de bario y algunas estrellas de tipo S.
  • Em astrofísica, denominam-se estrelas peculiares ou estrelas quimicamente peculiares aquelas estrelas cuja abundância em metais é anómala, pelo menos nas suas camadas superficiais.As estrelas quimicamente peculiares são frequentes entre as estrelas quentes da sequência principal, cujo interior produz a fusão nuclear de hidrogénio. Estas foram divididas em quatro classes principais com base em seus espectros: Estrelas pobres em hélio, que parecem ter menos hélio que o esperado. Estrelas de mercúrio-manganês (HgMn), com fortes linhas de absorção de manganês e mercúrio no seu espectro. Estrelas Ap, com campos magnéticos intensos e linhas de absorção fortes de silício, cromo, estrôncio, európio e outros. Estrelas com linhas metálicas (Am), com linhas fortes de certos metais e linhas débeis de cálcio e escândio.Algumas estrelas apresentam características mistas de várias destas classes.De modo geral, pensa-se que a peculiar composição química observada na superfície destas estrelas é causada por processos que tiveram lugar depois da formação da estrela, tais como a difusão ou efeitos magnéticos nas suas camadas externas. Estes processos fazem com que alguns elementos se assentem nas camadas inferiores da atmosfera, enquanto que outros elementos ascendem desde o interior até à superfície, provocando as particularidades espectrais observadas. Supõe-se que o interior da estrela, assim como a estrela em seu conjunto, possui uma abundância química mais normal que reflecte a composição da nuvem de gás a partir da qual se formou.Também existem estrelas peculiares frias, estrelas de tipo espectral G ou posterior, mas habitualmente estas estrelas não são da sequência principal. De modo geral, estas estrelas são identificadas pelo nome da sua classe ou alguma etiqueta específica adicional, ficando a frase quimicamente peculiar restringida aos membros de um dos tipos de estrelas quentes descritos acima.Muitas das estrelas quimicamente peculiares frias são o resultado da mistura de produtos da fusão nuclear desde o interior até à superfície da estrela; estas incluem a maior parte das estrelas de carbono e estrelas do tipo S. Outras são o resultado de transferência de massa numa estrela binária; exemplos destas incluem as estrelas de bário e algumas estrelas do tipo S.== Referências ==
  • Astrofisikan, izar bereziak edo izar kimikoki bereziak gutxienez euren azaleko geruzetan ez ohiko metal ugaritasuna dutenak dira.Izar kimikoki bereziak oso ohikoak dira sekuentzia nagusiko izar beroen artean, hauen barnean hidrogenoaren fusio nuklearra gertatzen delarik. Hauek lau mota nagusitan banatu dira euren espektroa oinarri hartuta: Helio urriko izarrak, espero zitekeena baino helio gutxiago dutenak. Merkurio-manganesozko izarrak (HgMn), euren espektroan manganeso eta merkuriozko xurgatze lerro indartsuak dituztenak. Ap izarrak, eremu magnetiko bizikoak eta silizio, kromo, estrontzio, europio eta beste hainbat elementuren xurgatze lerro indartsuak dituztenak. Lerro metalikodun izarrak (Am), zenbait metalen lerro indartsuak eta kaltzio eta eskandiozko lerro ahulak dituztenak.Izarren batzuk mota hauetako zenbaiten ezaugarri mistoak dituzte.Orokorrean, izar hauen azalean behatutako konposaketa kimiko berezia izarra eratu ondoren gertatu diren prozesuen ondorio dela uste da, barreiaketa edo bere kanpo geruzteako efektu magnetikoak kasu. Prozesu hauek elementuren batzuk atmosferaren behe geruzetan egonkortzea eragiten dute, beste batzuk barnetik azaleraino igotzen diren bitartean, behatutako espektru berezitasunak eraginez. Uste denez, izarraren barnealdeak, izarrak bere osotasunean bezala ugaritasun kimiko normalago bat dute, izarra eratu den gasezko lainoaren konposaketa isladatzen duena.Izar berezi hotzak ere badaude, G edo ondorengo espektro motakoak, baina ohi izar hauek ez dira sekuentzia nagusikoak. Orokorrean, izar hauek bere klasearen edo etiketa zehatz gehigarriren baten bidez identifikatzen dira, kimikoki berezi izendapena gorago deskribatutako izar mota ezberdinen barnean dauden izarrentzako mugatzen delarik.Izar kimikoki berezi hotzetako asko izarraren barnealdetik azalerako fusio nuklearraren produktu nahasketaren ondorio dira. Hauen artean karbonozko izar eta S motako izar gehienak daude. Beste batzuk izar bitar batean masa transferentzia baten ondorio dira. Hauetako adibide batzuk bariozko izarrak eta S motako zenbait izar dira.
  • Пекуля́рная звезда (от английского слова peculiar —— необычный, особенный), отличаются от обычных звёзд того же спектрального класса некоторыми существенными особенностями в спектрах, а иногда и другими свойствами (например, сильных и переменных магнитных полей). Причины — аномалии химического состава, наличие сильного магнитного поля и т. д.Химически пекулярные звёзды (CP-звёзды) распространены среди горячих звёзд главной последовательности. Эти горячие пекулярные звёзд были разделены на 4 основных класса на основе их спектров, (хотя иногда используются ещё две системы классификации): металлические звёзды (звёзды с интенсивными спектральными линиями металлов) Am-звёзды, (CP1), Ap-звёзды, (СР2), ртутно-марганцевые звезды (HgMn, СР3 ) бедные гелием звезды (He-weak, CP4). Имена классов дают хорошее представление о том, какие особенности отличает их друг от друга.↑
  • Un estel peculiar o estrella peculiar (estels CP de l'anglès Chemically peculiar) és un tipus d'estel que posseeix una abundància de metalls anòmala, almenys en les seves capes superficials.
  • In astrophysics, peculiar stars have distinctly unusual metal abundances, at least in their surface layers.Chemically peculiar stars (CP stars) are common among hot main sequence (hydrogen-burning) stars. These hot peculiar stars have been divided into 4 main classes on the basis of their spectra, although two classification systems are sometimes used: metallic-lined (Am, CP1), Ap (CP2), mercury-manganese (HgMn, CP3) and helium-weak (He-weak, CP4). The class names provide a good idea of the peculiarities that set them apart from other stars on the main sequence.The Am stars (CP1 stars) show weak lines of singly ionized Ca and/or Sc, but show enhanced abundances of heavy metals. They also tend to be slow rotators and have an effective temperature between 7000 K and 10 000 K. The Ap stars (CP2 stars) are characterized by strong magnetic fields, enhanced abundances of elements such as Si, Cr, Sr and Eu, and are also generally slow rotators. The effective temperature of these stars is stated to be between 8000 K and 15 000 K, but the issue of calculating effective temperatures in such peculiar stars is complicated by atmospheric structure. The HgMn stars (CP3 stars) are also classically placed within the Ap category, but they do not show the strong magnetic fields associated with classical Ap stars. As the name implies, these stars show increased abundances of singly ionized Hg and Mn. These stars are also very slow rotators, even by the standards of CP stars. The effective temperature range for these stars is quoted at between 10 000 K and 15 000 K. The He-weak stars (CP4 stars) show weaker He lines than would be expected classically from their observed Johnson UBV colours.It is generally thought that the peculiar surface compositions observed in these hot main-sequence stars have been caused by processes that happened after the star formed, such as diffusion or magnetic effects in the outer layers of the stars. These processes cause some elements, particularly He, N and O, to "settle" out in the atmosphere into the layers below, while other elements such as Mn, Sr, Y and Zr are "levitated" out of the interior to the surface, resulting in the observed spectral peculiarities. It is assumed that the centers of the stars, and the bulk compositions of the entire star, have more normal chemical abundance mixtures which reflect the compositions of the gas clouds from which they formed. In order for such diffusion and levitation to occur and the resulting layers to remain intact, the atmosphere of such a star must be stable enough to convection that convective mixing does not occur. The proposed mechanism causing this stability is the unusually large magnetic field that is generally observed in stars of this type.There are also classes of chemically peculiar cool stars (that is, stars with spectral type G or later), but these stars are typically not main sequence stars. These are usually identified by the name of their class or some further specific label. The phrase chemically peculiar star without further specification usually means a member of one of the hot main sequence types described above.Many of the cooler chemically peculiar stars are the result of the mixing of nuclear fusion products from the interior of the star to its surface; these include most of the carbon stars and S-type stars. Others are the result of mass transfer in a binary star system; examples of these include the barium stars and some S stars.
  • In der Astrophysik werden Sterne als Pekuliäre Sterne oder auch als Chemisch Pekuliäre Sterne (lateinisch peculiaris: besonders, eigentümlich) oder kurz CP Sterne bezeichnet, die ungewöhnliche Metallhäufigkeiten zumindest in ihrer oberflächennahen Schicht ihrer Sternatmosphäre, der Photosphäre besitzen.Die Entdeckung chemisch pekuliärer Sterne geht auf Antonia Maury, US-amerikanische Astronomin am Harvard-College-Observatorium, zurück, die stellare Spektren beobachtete und im Jahr 1897 einen Katalog von Sternen-Klassifikationen veröffentlichte. Sie entdeckte erstmals Abweichungen in den Spektren einiger Sterne. Die Existenz starker Magnetfelder bei CP-Sternen wurde 1948 von Horace W. Babcock mit dem Zeeman-Effekt begründet .Der erste spektroskopische Nachweis von CP-Sternen in den Magellanschen Wolken gelang im Jahr 2010.
  • In astrofisica il termine stella peculiare designa un particolare tipo di stella che possiede una insolita abbondanza di elementi pesanti (nel linguaggio astronomico chiamati "metalli"), almeno nei propri strati superficiali.
  • 特異星(Peculiar star)は、少なくともその表面において、金属量の組成が他の恒星とかなり異なっている星である。化学特異星は、水素を燃料とする高温の主系列星で見られる。これらの高温の特異星は、スペクトルに基づき、A型金属線星 (Am, CP1) 、磁変星 (CP2) 、水銀・マンガン星 (HgMn, CP3) 、弱ヘリウム星 (He-weak, CP4) の4種類に分類することができる。A型金属線星には、1価イオン化したカルシウムとスカンジウムの弱い線が見られるが、重元素が豊富に存在する。またゆっくりと自転しており、実効温度は7000Kから10000Kの間である。磁変星は、強い磁場を持つのが特徴であり、ケイ素、クロム、ストロンチウム、ユウロピウム等の元素を多く含む。また通常ゆっくりと自転している。実効温度は8000Kから15000Kであるが、このような特異星の温度を計算することは大気の構造のせいで難しい。水銀・マンガン星も磁変星のカテゴリーに含まれるが、強い磁場は見られない。その名のとおり、1価イオン化した水銀とマンガンが多い。非常にゆっくりと自転している。実効温度は10000Kから15000Kである。弱ヘリウム星は、UVB色から推定されるよりも弱いヘリウム線を持つ。一般に、特異星の表面に観察される組成は、恒星外層での拡散や磁場の影響等、星形成の後の過程によるものと考えられている。このような過程により、ヘリウム、窒素、酸素等の元素が大気の下層に留められ、マンガン、ストロンチウム、イットリウム、ジルコニウム等の元素が表面に浮上させられることによって、観測のようなスペクトルの特徴を示す。恒星の中心や恒星全体のおおまかな組成は、形成時のガス雲の組成を反映して、通常の恒星とそれほど違うものではないと推測されている。このような拡散や上昇が起こってその組成が保持されるためには、特異星の大気は、対流による均質化が起こらない程度に安定であるはずである。このような安定性をもたらすメカニズムとしては、非常に大きい磁場が考えられている。スペクトル型がG以降の低温の種類もあるが、このような恒星は通常主系列星ではなく、通常「特異星」とは呼ばれない。低温の特異星の多くは核融合生成物が恒星の核から表面まで混合された結果である。これには、炭素星やS型星のほとんどが含まれる。他のものは連星系からの質量転移の結果であり、バリウム星やS型星の一部が例として挙げられる。
  • 천체물리학에서, 특이별(Peculiar star)은 적어도 별의 표면에서 다른 별에 비해 드문 금속 함유량을 가지고 있는 별을 일컫는다.화학적 특이별(CP 별)은 뜨거운 주계열성 사이에서는 흔하다. 이런 뜨거운 특이별은 그 스펙트럼을 기본으로 4가지로 분류하는데, 가끔 2가지로 사용되기도 한다. 분류 기준은 그들이 가지고 있는 특이성을 기준으로 분류한다.Am 별(CP1 별)에서는 홀이온화 된 칼슘이나 스칸듐의 선이 약하게 나타나고, 반면에 중금속은 풍부하게 나타난다. 또한 Am 별은 느린 회전자가 될 경향이 있으며 7,000K ~ 10,000K의 유효온도를 가지고 있다. Ap 별(CP2 별)에서는 강한 자기장이 있고, 규소, 크롬, 스트론튬, 유로퓸 등과 같은 원소가 풍부하며, 일반적으로 느린 회전자이다. 또한 이 별은 8,000K ~ 15,000K의 유효온도를 가지고 있다. 그러나 특이별의 유효온도를 계산함에 있어서 문제는 대기 구조에 의한 복잡화이다. HgMn 별(CP3 별)에서는 고전적으로 Ap 카테고리를 부여받았으나, 고전적 Ap 별과 달리 강한 자기장이 없어서 따로 분류됐다. 이름이 의미하는 것처럼, 이런 별은 홀이온화된 수은과 망가니즈가 풍부하게 나타난다. HgMn 별, 역시 아주 느린 회전자이다. 10,000K ~ 15,000K의 유효온도를 가지고 있다. 약한 헬륨 별(CP4 별)은 존슨의 UBV계로 관측으로 고전적으로 예측된 것 보다 약한 헬륨 선이 나타난다.일반적으로 특이한 표면 성분이 항성이 형성된 후에 일어난 과정에 의한 뜨거운 주계열성에서 관측됐다고 생각된다. 이러한 과정들은 몇몇 원소, 특히 헬륨, 질소, 산소에서 야기되는데, 별의 대기에서 그 층 아래로 “정착하기 위해”, 망가니즈, 스트론튬, 이트륨, 지르코늄 같은 원소가 별 내부의 바깥쪽에서 표면으로 “공중에 뜬” 상태이다. 그 결과로 특이한 스펙트럼이 관측된다. 별의 중앙의 별 전체의 대량의 성분이 평균 이상의 그것이 만들어지면서 가스 구름의 성분이 나타내는 화학적 혼합물이 풍부하다고 추정된다. 이러한 확산과 공중 부양이 발생하기 위하여 생성되어 온전한 채로 남는 층은 별의 대기가 전달성 혼합은 발생시키지 않는 대류를 일으킬만큼 안정적이어야 한다. 이 안정성을 야기시키는 메커니즘은 일반적으로 이런 유형의 별에서 관측되는 대단히 큰 자기장이다.또한 화학적으로 특이하게 차가운 별의 계열이 있지만, 이 별은 보통 주계열성이 아니다. 이 별은 보통 그 계열의 이름이나 구체적인 표지로 확인된다. 자세한 설명이 없는 화학적으로 특이한 별은 보통 뜨거운 주계열성들 중에서 하나의 구성원임을 의미한다.더 차가운 많은 화학적 특이별은 별의 내부에서 그 표면으로의 핵융합에 의한 생산물의 혼합의 결과이며, 나머지는 쌍성계에서의 물질 전달의 결과이다.
  • Chemicky pekuliární hvězda (též pekuliární hvězda či CP hvězda) je v astrofyzice hvězda, která má neobvyklé (pekuliární) chemické složení svých povrchových vrstev, neboli atmosféry. Toto složení zjišťujeme převážně spektroskopicky, ze vzhledu barevného spektra hvězdy.
dbpedia-owl:wikiPageID
  • 5685915 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageLength
  • 5301 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageOutDegree
  • 50 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageRevisionID
  • 102201914 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageWikiLink
prop-fr:wikiPageUsesTemplate
dcterms:subject
rdfs:comment
  • Une étoile chimiquement particulière — dite étoile CP, pour Chemically Peculiar en anglais — est une étoile dont le spectre témoigne d'une surabondance ou d'un appauvrissement en un ou plusieurs éléments chimiques par rapport au type spectral de référence de l'étoile.Les étoiles CP sont fréquentes le long de la séquence principale.
  • Un estel peculiar o estrella peculiar (estels CP de l'anglès Chemically peculiar) és un tipus d'estel que posseeix una abundància de metalls anòmala, almenys en les seves capes superficials.
  • In astrofisica il termine stella peculiare designa un particolare tipo di stella che possiede una insolita abbondanza di elementi pesanti (nel linguaggio astronomico chiamati "metalli"), almeno nei propri strati superficiali.
  • 特異星(Peculiar star)は、少なくともその表面において、金属量の組成が他の恒星とかなり異なっている星である。化学特異星は、水素を燃料とする高温の主系列星で見られる。これらの高温の特異星は、スペクトルに基づき、A型金属線星 (Am, CP1) 、磁変星 (CP2) 、水銀・マンガン星 (HgMn, CP3) 、弱ヘリウム星 (He-weak, CP4) の4種類に分類することができる。A型金属線星には、1価イオン化したカルシウムとスカンジウムの弱い線が見られるが、重元素が豊富に存在する。またゆっくりと自転しており、実効温度は7000Kから10000Kの間である。磁変星は、強い磁場を持つのが特徴であり、ケイ素、クロム、ストロンチウム、ユウロピウム等の元素を多く含む。また通常ゆっくりと自転している。実効温度は8000Kから15000Kであるが、このような特異星の温度を計算することは大気の構造のせいで難しい。水銀・マンガン星も磁変星のカテゴリーに含まれるが、強い磁場は見られない。その名のとおり、1価イオン化した水銀とマンガンが多い。非常にゆっくりと自転している。実効温度は10000Kから15000Kである。弱ヘリウム星は、UVB色から推定されるよりも弱いヘリウム線を持つ。一般に、特異星の表面に観察される組成は、恒星外層での拡散や磁場の影響等、星形成の後の過程によるものと考えられている。このような過程により、ヘリウム、窒素、酸素等の元素が大気の下層に留められ、マンガン、ストロンチウム、イットリウム、ジルコニウム等の元素が表面に浮上させられることによって、観測のようなスペクトルの特徴を示す。恒星の中心や恒星全体のおおまかな組成は、形成時のガス雲の組成を反映して、通常の恒星とそれほど違うものではないと推測されている。このような拡散や上昇が起こってその組成が保持されるためには、特異星の大気は、対流による均質化が起こらない程度に安定であるはずである。このような安定性をもたらすメカニズムとしては、非常に大きい磁場が考えられている。スペクトル型がG以降の低温の種類もあるが、このような恒星は通常主系列星ではなく、通常「特異星」とは呼ばれない。低温の特異星の多くは核融合生成物が恒星の核から表面まで混合された結果である。これには、炭素星やS型星のほとんどが含まれる。他のものは連星系からの質量転移の結果であり、バリウム星やS型星の一部が例として挙げられる。
  • Chemicky pekuliární hvězda (též pekuliární hvězda či CP hvězda) je v astrofyzice hvězda, která má neobvyklé (pekuliární) chemické složení svých povrchových vrstev, neboli atmosféry. Toto složení zjišťujeme převážně spektroskopicky, ze vzhledu barevného spektra hvězdy.
  • In astrophysics, peculiar stars have distinctly unusual metal abundances, at least in their surface layers.Chemically peculiar stars (CP stars) are common among hot main sequence (hydrogen-burning) stars. These hot peculiar stars have been divided into 4 main classes on the basis of their spectra, although two classification systems are sometimes used: metallic-lined (Am, CP1), Ap (CP2), mercury-manganese (HgMn, CP3) and helium-weak (He-weak, CP4).
  • En astrofísica, se denominan estrellas peculiares o estrellas químicamente peculiares a aquellas estrellas cuya abundancia en metales es anómala, al menos en sus capas superficiales.Las estrellas químicamente peculiares son frecuentes entre las estrellas calientes de la secuencia principal, en cuyo interior se produce la fusión nuclear de hidrógeno.
  • Пекуля́рная звезда (от английского слова peculiar —— необычный, особенный), отличаются от обычных звёзд того же спектрального класса некоторыми существенными особенностями в спектрах, а иногда и другими свойствами (например, сильных и переменных магнитных полей). Причины — аномалии химического состава, наличие сильного магнитного поля и т. д.Химически пекулярные звёзды (CP-звёзды) распространены среди горячих звёзд главной последовательности.
  • 천체물리학에서, 특이별(Peculiar star)은 적어도 별의 표면에서 다른 별에 비해 드문 금속 함유량을 가지고 있는 별을 일컫는다.화학적 특이별(CP 별)은 뜨거운 주계열성 사이에서는 흔하다. 이런 뜨거운 특이별은 그 스펙트럼을 기본으로 4가지로 분류하는데, 가끔 2가지로 사용되기도 한다. 분류 기준은 그들이 가지고 있는 특이성을 기준으로 분류한다.Am 별(CP1 별)에서는 홀이온화 된 칼슘이나 스칸듐의 선이 약하게 나타나고, 반면에 중금속은 풍부하게 나타난다. 또한 Am 별은 느린 회전자가 될 경향이 있으며 7,000K ~ 10,000K의 유효온도를 가지고 있다. Ap 별(CP2 별)에서는 강한 자기장이 있고, 규소, 크롬, 스트론튬, 유로퓸 등과 같은 원소가 풍부하며, 일반적으로 느린 회전자이다. 또한 이 별은 8,000K ~ 15,000K의 유효온도를 가지고 있다. 그러나 특이별의 유효온도를 계산함에 있어서 문제는 대기 구조에 의한 복잡화이다.
  • In der Astrophysik werden Sterne als Pekuliäre Sterne oder auch als Chemisch Pekuliäre Sterne (lateinisch peculiaris: besonders, eigentümlich) oder kurz CP Sterne bezeichnet, die ungewöhnliche Metallhäufigkeiten zumindest in ihrer oberflächennahen Schicht ihrer Sternatmosphäre, der Photosphäre besitzen.Die Entdeckung chemisch pekuliärer Sterne geht auf Antonia Maury, US-amerikanische Astronomin am Harvard-College-Observatorium, zurück, die stellare Spektren beobachtete und im Jahr 1897 einen Katalog von Sternen-Klassifikationen veröffentlichte.
  • Astrofisikan, izar bereziak edo izar kimikoki bereziak gutxienez euren azaleko geruzetan ez ohiko metal ugaritasuna dutenak dira.Izar kimikoki bereziak oso ohikoak dira sekuentzia nagusiko izar beroen artean, hauen barnean hidrogenoaren fusio nuklearra gertatzen delarik. Hauek lau mota nagusitan banatu dira euren espektroa oinarri hartuta: Helio urriko izarrak, espero zitekeena baino helio gutxiago dutenak.
  • Em astrofísica, denominam-se estrelas peculiares ou estrelas quimicamente peculiares aquelas estrelas cuja abundância em metais é anómala, pelo menos nas suas camadas superficiais.As estrelas quimicamente peculiares são frequentes entre as estrelas quentes da sequência principal, cujo interior produz a fusão nuclear de hidrogénio. Estas foram divididas em quatro classes principais com base em seus espectros: Estrelas pobres em hélio, que parecem ter menos hélio que o esperado.
rdfs:label
  • Étoile chimiquement particulière
  • Chemicky pekuliární hvězda
  • Estel peculiar
  • Estrela peculiar
  • Estrella peculiar
  • Izar berezi
  • Peculiar star
  • Pekuliärer Stern
  • Stella peculiare
  • Пекулярная звезда
  • 特異星
  • 특이별
owl:sameAs
http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
foaf:isPrimaryTopicOf
is dbpedia-owl:wikiPageWikiLink of
is foaf:primaryTopic of