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Am 星または金属線星は、スペクトル型Aの化学的に特異な 星の一種で、そのスペクトルには、亜鉛、ストロンチウム、ジルコニウム、バリウムなどの金属の強い、そしてしばしば変化する吸収線があり、カルシウムやスカンジウムなどの他の元素が不足している。Am 星の元々の定義は、星が「表面のCa (および/またはSc ) の見かけ上の不足、および/またはFe グループおよびより重い元素の見かけ上の過剰」を示すものであった。[1]
異常な相対的存在比のため、カルシウム K 線から評価されたスペクトル型は、他の金属線から評価されたものよりも系統的に早くなります。通常、水素線のみから判断されたスペクトル型は中間です。これにより、2 つまたは 3 つのスペクトル型が与えられます。たとえば、シリウスには kA0hA0VmA1 というスペクトル型が与えられています。これは、カルシウム k 線で判断すると A0、水素線で判断すると A0V、重金属線で判断すると A1 であることを示しています。[2] シリウスには、A0mA1Va などの他の形式もあります。[3] [4]
化学的な異常は、より多くの光を吸収する一部の元素が表面に向かって押し出され、他の元素が重力によって沈むことによって発生します。この効果は、星の自転速度が低い場合にのみ発生します。[5]通常、A型星は高速で自転します。ほとんどのAm型星は連星系 の一部を形成し、潮汐ブレーキによって星の自転が遅くなっています。[5]
最もよく知られている金属線星はシリウス(おおいぬ座α星) です。次の表は、いくつかの金属線星を見かけの等級の降順で示したものです。
リスト
デルフィニ座δ星とドク座ρ星
少数のAm型星は、異常に遅いスペクトル型と特に強い光度効果を示す。Am型星は一般に異常な光度効果を示すが、ρPuppisのような星は主系列より上に位置し、ほとんどのAm型星よりも進化が進んでいて明るいと考えられている。Am型星とδScti変光星はH-R図上でほぼ同じ位置にあるが、Am型星とδScti変光星の両方である星はまれである。ρPuppisがその一例で、δDelphiniが別の例である。[2]
何人かの著者は、デルタデルフィニ星と呼ばれる星のクラスに言及している。これはAm星だが、カルシウム線と他の金属線の間に比較的差が小さい。また、たて座δ星と比較されてきた。後の研究で、このグループはいくぶん不均質で、おそらく偶然の一致であることが判明し、デルタデルフィニクラスの使用をやめ、比較的高い光度と遅いスペクトル型を持つより狭いクラスのρパピス星を使用するよう推奨された。[2] [11] しかし、ρパピス星はすべてたて座δ変光星であると考えられるなど、依然として混乱が生じることがある。[12]
注釈と参考文献
- ^ Conti, Peter S (1970). 「金属線星」.太平洋天文学会刊行物. 82 (488): 781. Bibcode :1970PASP...82..781C. doi : 10.1086/128965 .
- ^ abc Gray, R. O; Garrison, R. F (1989). 「初期のF型星 - 精密な分類、ストロムグレン測光法との対決、そして回転の影響」。天体物理学ジャーナル補足シリーズ。69 :301。Bibcode : 1989ApJS...69..301G。doi :10.1086/191315 。
- ^ Conti, P. S; Barker, P. K (1973). 「すべての金属線星は連星か? コマ座の3つの星の観測」.天体物理学ジャーナル. 186 : 185. Bibcode :1973ApJ...186..185C. doi : 10.1086/152487 .
- ^ Skiff, B. A (2014). 「VizieR オンラインデータカタログ: 恒星スペクトル分類カタログ (Skiff、2009-2016)」。VizieR オンラインデータカタログ: B/Mk。 初版: ローウェル天文台 (2014 年 10 月)。1。書誌コード:2014yCat....1.2023S。
- ^ ab Am star Archived 2017-08-04 at the Wayback Machine、The Internet Encyclopedia of Science、David Darling。2008年8月14日にオンラインでアクセス。
- ^ ab 特に記載のない限り、名前と見かけの視等級はSIMBADから引用されています。
- ^ Acubens, Stars、Jim Kaler。2008年8月14日にオンラインでアクセス。
- ^ Kurhah, Stars、Jim Kaler。2008年8月14日にオンラインでアクセス。
- ^ Paunzen, E.; et al. (2013年2月)、「STEREO衛星による化学的に特異な星の光度測定研究 - II. 非磁性化学的に特異な星」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、429 (1): 119–125、arXiv : 1211.1535、Bibcode :2013MNRAS.429..119P、doi : 10.1093/mnras/sts318、S2CID 119231581。
- ^ ぎょしゃ座WW星は、両方の構成要素がAm星である連星です。
- ^ Neiner, C; Wade, G. A; Sikora, J (2017). 「δ Scuti F2m 星 ρ Pup における磁場の発見」.王立天文学会月報: レター. 468 (1): L46–L49. arXiv : 1702.01621 . Bibcode :2017MNRAS.468L..46N. doi : 10.1093/mnrasl/slx023 . S2CID 119201285.
- ^ コチュホフ、O. (2009 年 3 月)。 「化学的に特異な星の星地震学」。アステ地震学におけるコミュニケーション。159：61-70。arXiv : 0812.0374。Bibcode :2009CoAst.159...61K。土井：10.1553/cia159s61。S2CID 18174900。