astro.wikisort.org - Ciencia

Las estrellas Lambda Bootis (estrellas λ Bootis) son una clase de estrellas con líneas metálicas débiles cuyo tipo espectral está comprendido entre B-tardío y F-temprano. Muestran una carencia —hasta un factor de 100— de elementos pesados, particularmente del pico del hierro, con niveles casi solares de elementos más ligeros como carbono, nitrógeno, oxígeno y azufre.

La naturaleza de las estrellas Lambda Bootis no es bien conocida. En general, se piensa que son estrellas presecuencia principal de Población I. El empobrecimiento en metales característico de estas jóvenes estrellas se atribuye a la acreción de gas deficiente en metales del entorno circunestelar, después de la separación del gas y el polvo. El resultado de ello es que los elementos volátiles como carbono, nitrógeno y oxígeno presentan abundancias cuasi-solares mientras que los elementos más pesados con temperaturas de condensación más altas, están encerrados dentro de los granos de polvo, siendo deficientes en la atmósfera estelar. Se cree que la «etapa Lambda Bootis» tiene lugar al final de la fase de acreción en estrellas presecuencia principal.

La interacción entre acreción y difusión da lugar a abundancias altas o bajas de ciertos elementos. En estrellas de rápida rotación la circulación meridional tiende a reducir estas anomalías en la composición química. La brevedad de la etapa presecuencia principal es consistente con el escaso número de estrellas Lambda Bootis conocidas.

Es un grupo particularmente reducido; se piensa que como máximo un 2 % de las estrellas comprendidas dentro del dominio espectral relevante son estrellas Lambda Bootis. El prototipo de esta clase es Lambda Bootis (λ Boo). La conocida Vega (α Lyrae) parece ser miembro de este grupo, como también lo son π¹ Orionis, ρ Virginis, 29 Cygni y 36 Serpentis.

Referencias

• Lambda Bootis star (The Internet Encyclopedia of Science)
• Paunzen, E.; Reegen, P. (2008). «Analysing the Hipparcos epoch photometry of λ Bootis stars». Communications in Asteroseismology 153. p. 49-53.
• Hempel, M.; Holweger, H. (2003). «Abundance analysis of late B stars. Evidence for diffusion and against weak stellar winds». Astronomy and Astrophysics 408. pp. 1065-1076.
• Paunzen, E.; Weiss, W. W.; Heiter, U.; North, P. (1993). «A consolidated catalogue of lambda Bootis stars». Astronomy and Astrophysics Supplement series 123. pp. 93-101.

На других языках

---

[de] Lambda-Bootis-Stern

Ein Lambda-Bootis-Stern (nach Lambda Bootis) ist ein spezieller Typ der Pekuliären Sterne („peculiar“ – engl. für besonders, eigen in Zusammenhang mit der chemischen Zusammensetzung) mit einem niedrigen Anteil von „iron-peak“-Elementen (ein Maß für den niedrigen Anteil der besonders stabilen Elemente in der Nähe von Eisen) in seinen Oberflächenschichten. In dieser Sternklasse mit den Spektralklassen spätes B bis frühes F sind die Elemente der Eisengruppe um bis zu einem Faktor 100 unterhäufig, während die leichteren Elemente wie C, N, O und S eine solare Häufigkeit aufweisen. Weniger als 2 % aller Hauptreihensterne in diesen Spektralklassen gehören zu den Lambda-Bootis-Sternen.

---

[en] Lambda Boötis star

A Lambda Boötis star is a type of peculiar star which has an unusually low abundance of iron peak elements in its surface layers. One possible explanation for this is that it is the result of accretion of metal-poor gas from a circumstellar disc, and a second possibility is the accretion of material from a hot Jupiter suffering from mass loss. The prototype is Lambda Boötis.[1]

---

- [es] Estrella Lambda Bootis

---

[ru] Звёзды типа Лямбды Волопаса

Звёзды ти́па Ля́мбды Волопа́са — редкий тип пекулярных звёзд. Относятся к населению I, обычно имеют спектральный класс A (от поздних подклассов B до ранних F). Характеризуются слабыми линиями металлов, что указывает на недостаток тяжёлых элементов[1], и чрезвычайно медленным вращением[2]. Составляют около 2 % объектов в своём диапазоне спектральных классов. На 2004 год было известно около 50 таких звёзд. У большинства из них наблюдается переменность типа δ Щита[1].

---

---