Zvláštní hvězdy (z anglického slova peculiar - neobvyklý, zvláštní), se liší od obyčejných hvězd stejné spektrální třídy některými významnými znaky ve spektrech a někdy i jinými vlastnostmi (například silnými a proměnnými magnetickými poli ). Důvodem jsou anomálie v chemickém složení, přítomnost silného magnetického pole atd.
Chemicky zvláštní hvězdy ( CP hvězdy ) jsou běžné mezi horkými hvězdami hlavní posloupnosti . Tyto horké zvláštní hvězdy byly rozděleny do 4 hlavních tříd na základě jejich spekter (ačkoli se někdy používají dva jiné systémy klasifikace) [1] :
Hvězdy Am (CP1) vykazují slabé linie jednotlivě ionizovaného vápníku a/nebo skandia , ale silnější linie těžkých kovů . Kromě toho mají tendenci se pomalu otáčet a jejich efektivní teploty se pohybují od 7 000 do 10 000 K.
Ap hvězdy (CP2) se vyznačují silnými magnetickými poli a také zvýšeným množstvím prvků jako Si , Cr , Sr a Eu . Také rotují pomalu, jejich efektivní teplota se pohybuje od 8 000 do 15 000 K, i když výpočet efektivní teploty takových hvězd komplikuje struktura jejich atmosféry.
Merkur-manganové hvězdy (CP3) jsou také klasifikovány jako Ap hvězdy, ale nevykazují silná magnetická pole spojená s klasickými Ap hvězdami. Jak název napovídá, tyto hvězdy obsahují přebytek jednotlivě ionizovaného Hg a Mn . Tyto hvězdy také rotují velmi pomalu, dokonce i podle standardů hvězd CP . Teplotní rozsah těchto hvězd je mezi 10 000 a 15 000 K.
Hvězdy chudé na helium (CP4) jsou hvězdy spektrálních podtříd B5-B8 s oslabenými heliovými čarami pro tuto podtřídu . Zvláštnost je v tomto případě vysvětlena kombinovaným působením difúze prvků a hvězdného větru .
Obecně se má za to, že jejich zvláštnost je dána zvláštností povrchové struktury, kterou lze pozorovat u těchto horkých hvězd hlavní posloupnosti. Tato zvláštnost byla způsobena procesy, které probíhaly po vzniku hvězd.
Patří mezi ně difúze hmoty a/nebo magnetické efekty ve vnějších vrstvách hvězd [2] . V důsledku těchto procesů některé prvky, zejména He , N a O , „klesají“ do spodních vrstev atmosféry hvězdy, zatímco jiné prvky, jako je Mn , Sr , Y , Zr , „plavou“ do horních vrstev. V důsledku toho jsou pozorovány spektrální rysy.
Předpokládá se, že jádra hvězd a další vnitřní vrstvy hvězdy obsahují více chemických prvků, které odrážejí složení oblaků plynu, ze kterých vznikly [1] . Aby došlo k takové difúzi prvků, v důsledku které zůstanou vrstvy neporušené, musí být atmosféra takové hvězdy dostatečně stabilní, bez konvektivního míšení. Navrhovaný mechanismus, který tuto stabilitu způsobuje, je neobvykle velké magnetické pole, které je obvykle pozorováno u hvězd tohoto typu.
Existují také třídy chemicky zvláštních studených hvězd (tj. hvězdy spektrální třídy G nebo novější), ale takové hvězdy obecně nejsou hvězdami hlavní posloupnosti . Obvykle jsou identifikovány názvem své třídy nebo nějakým označením jejich specifických vlastností. Fráze chemicky zvláštní hvězdy bez další kvalifikace obvykle znamená, že hvězda je členem jednoho z hlavních typů horkých hvězd hlavní posloupnosti popsaných výše. Mnoho chladných chemicky pekuliárních hvězd je výsledkem přenosu produktů jaderného štěpení z nitra hvězdy na její povrch, mezi ně patří většina uhlíkových hvězd a hvězd typu S .
Jiné jsou výsledkem přenosu hmoty v binárním hvězdném systému , mezi ně patří baryové hvězdy a některé hvězdy typu S [3] .