Ртутно-манганова зоря
Рту́тно-ма́нганова зоря́ (або HgMn-зоря́) є хімічно пекулярною зорею із сильними спектральними лініями поглинання на довжині хвилі 398,4 нм завдяки наявності великої кількості іонів ртуті[1]. Разом із великим вмістом ртуті в атмосферах зір цього типу виявлено також багато йонів мангану; звідси й походить їх назва.
Ртутно-манганові зорі обертаються навколо своєї осі відносно повільно. 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, а інші атоми «виринають» у верхні шари атмосфери завдяки тиску випромінювання. Процеси атомної дифузії врешті-решт приводить до неоднорідного розподілу хімічних елементів із 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 перебувають у межах від 10 000 до 16 000 кельвінів, а значення логарифма гравітації на поверхні lg g — в області від 4,5 до 3,5[2], що відповідає спектральному класу від A0 до B9. На сьогодні немає переконливих доказів наявності сильних магнітних полів у зір такого типу.
У ртутно-манганових 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), марганцю (Mn), галію (Ga), стронцію (Sr), ітрію (Y), цирконію (Zr), платини (Pt) та ртуті (Hg).
- Відсутність сильних магнітних полів.
У наведеній нижче таблиці містяться дані для найяскравіших ртутно-манганових зір на зоряному небі.
| Назва[3] | Назва у сузір'ї | Спектральний клас[3] |
Вид. вел.[3] |
Teff, K | lg g |
|---|---|---|---|---|---|
| Альфераз | α Андромеди | B8IVmnp | 2,06 | 13 800 ± 125[4] | 4,15 ± 0,16[4] |
| Гієнах | γ Ворона | B8III | 2,59 | 12 000[5] | 3,5[5] |
| Мая | 20 Тельця | B8III | 3,87 | 12 600 | 3,5 |
| χ Вовка | B9IV | 3,96 | 10750[6] | 4,0[6] | |
| Муліфен[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 | |||
| Дабіх Малий[8] | β Козорога B | B9.5III/IV | 6,10 |
Повніший Перелік HgMn-зір подано окремою сторінкою.
- Перелік HgMn-зір
- Хімічно пекулярна зоря
- Перелік хімічно пекулярних зір
- Перелік хімічно пекулярних зір з пониженим вмістом гелію
- B-зоря з аномальним вмістом гелію
- Магнітна Ap-зоря
- Перелік Am-зір
- Am-зоря
- ↑ Mercury-manganese star [Архівовано 2008-11-20 у Wayback Machine.]. 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 травня 2008 у Wayback Machine.], Stars, Jim Kaler. Accessed on line August 14, 2008.
- ↑ Dabih [Архівовано 24 серпня 2006 у Wayback Machine.], Stars, Jim Kaler. Accessed on line August 14, 2008.
