Pekuliärer Stern

Die Am-Sterne (CP1-Sterne) zeigen nur schwache Spektrallinien von einfach ionisertem Kalzium und/oder Scandium, aber Überhäufigkeiten an schweren Metallen wie Zink, Strontium, Zirconium und Barium. Sie tendieren zu langsamen Rotationsgeschwindigkeiten und besitzen Effektivtemperaturen zwischen 7000 K und 10000 K.

Die Ap- und Bp-Sterne (CP2-Sterne) haben typischerweise charakteristisch starke Magnetfelder, Überhäufigkeiten an Elementen wie Silizium, Chrom, Strontium und Europium, sowie auch an Praseodym und Neodym und sind in ihrer Mehrheit auch langsam drehende Sterne. Die Effektivtemperaturen dieses Typs liegt zwischen 8000 K und 15000 K, wobei sich die Bestimmung der Effektivtemperatur generell bei den pekuliären Sternen, aufgrund ihrer komplexen Atmosphärenstrukturen, als schwierig darstellt.

Die HgMn-Sterne (CP3-Sterne) werden klassisch auch unter den Ap-Sternen geführt, besitzen allerdings nicht wie diese jene starken Magnetfelder. Sie zeigen, wie ihr Name bereits verrät, starke Spektrallinien einfach ionisierten Quecksilbers (Hg) und Mangans (Mn). Sie besitzen sehr langsame Rotationsgeschwindigkeit, selbst verglichen mit dem Standard der anderen Typen der CP-Sterne. Der Effektivtemperaturbereich liegt bei den Quecksilber-Mangan-Sternen zwischen 10000 K und 15000 K.

Die heliumarmen Sterne (CP4-Sterne) zeigen signifikant schwächere Helium-Linien als man es nach ihrer klassischen Photometrie im UBV-System Johnsons erwarten dürfte.

Grundsätzlich wird angenommen, dass die besonderen Oberflächenzusammensetzungen, die bei diesen CP-Sternen zu beobachten sind, erst durch Prozesse nach der Sternentstehung verursacht werden; dieses wären einerseits die Diffusion anderseits auch durch das Magnetfeld herbeigeführte Effekte in den äußeren Schichten der Sternatmosphären[5].

Diese Prozesse verursachen bei einigen Elementen, speziell bei Helium, Stickstoff und Sauerstoff, dass sie in tiefere Schichten der Sternatmosphären absinken, während andere Elemente wie Mangan, Strontium, Yttrium und Zirconium von den zentraleren Bereichen im Stern nach oben angehoben werden, was dann zu den besonderen stellaren Spektren führt. Es wird angenommen, dass die Zentren dieser Sterne so wie der Großteil des restlichen Sterns auch, vollkommen normale Häufigkeiten der Elemente aufweisen. Die Häufigkeiten, welche auch die Gaswolken aufweisen, aus denen sie ursprünglich entstanden sind[3]. Damit diese Häufigkeitsverteilung und Schichtung durch die genannten Prozesse über längere Zeit hinweg stabil bleiben, müssen die Atmosphären dieser Sterne selbst stabil genug bleiben, damit keine Konvektion auftreten kann, welche wiederum die Durchmischung im Stern zu stark werden lassen würde, und hier könnte das ungewöhnlich starke Magnetfeld, das bei diesen Sterntypen beobachtet werden kann, die notwendige stabilisierende Rolle übernehmen.

Es existieren jedoch auch kühlere Sterne (vom Spektraltyp G oder später) mit chemischen Besonderheiten. Hier handelt es sich aber typischerweise nicht um Hauptreihensterne. Gewöhnlich werden diese Sterne dann durch ihren Klassennamen oder andere weitergehende Spezifikationen bezeichnet. Wenn von chemisch pekuliären Sternen ohne zusätzliche weitere Spezifikationen die Rede ist, handelt es sich eigentlich immer um die hier oben beschriebenen heißen Hauptreihensterne.

Viele der kühleren CP-Sterne sind das Ergebnis einer Mischung aus nuklearen Fusionsprodukten aus dem inneren Sternbereich und seiner Photosphäre; dies schließt sowohl die Kohlenstoffsterne wie auch die Sterne vom Spektraltyp S mit ein. Andere sind das Ergebnis von Massentransfer bei engen Doppelsternsystemen; Beispiele hierfür sind die Bariumsterne und einige Sterne des Spektraltyps S.[6]