Una estrella Am o líneas metálicas de estrella es un tipo de estrella químicamente particular de tipo espectral A cuyo espectro tiene líneas de absorción fuertes y, a menudo, variables de metales como el zinc , el estroncio , el circonio y el bario , y rayos deficientes para otros, como el calcio. y escandio .
La definición original del término de estrella Am aplicada a una estrella "que muestra una aparente subabundancia superficial en Ca (y / o Sc) y / o una aparente sobreabundancia [en elementos] del grupo Hierro y en elementos más pesados" .
Estas abundancias relativas inusuales significan que el tipo espectral que se les atribuye desde las líneas K de calcio es sistemáticamente anterior al que se les atribuye desde las otras líneas metálicas . Un tipo espectral determinado únicamente a partir de las líneas de hidrógeno es, por su parte, típicamente intermedio. Esto hace que a estas estrellas se les asignen dos o tres tipos espectrales diferentes, lo que lleva a una notación espectral compleja. Por ejemplo, la clasificación espectral de Sirio es kA0hA0VmA1, lo que indica que es una estrella de tipo A0 si nos referimos a su línea K de calcio, una estrella de tipo A0V cuando usamos sus líneas l. 'Hidrógeno, y una estrella de tipo A1 cuando analizamos sus líneas producidas por metales pesados. Hay otros formatos, como A0mA1Va, también para Sirius.
Las anomalías químicas son causadas por ciertos elementos que absorben más luz a medida que son empujados hacia la superficie, mientras que otros se hunden bajo el efecto de la gravedad . Este efecto tiene lugar solo si la estrella tiene una velocidad de rotación baja . Normalmente, las estrellas de tipo A giran rápidamente. La mayoría de las estrellas Am son parte de un sistema binario en el que la rotación de las estrellas se ha ralentizado por el frenado de las mareas .
La estrella de rayas metálicas más conocida es Sirio (α Canis Majoris). La siguiente tabla enumera algunas estrellas con líneas metálicas ordenadas en magnitud visual aparente creciente (luminosidad decreciente).
| apellido | Designación de Bayer u otra | Magnitud visual aparente |
|---|---|---|
| Sirio A | α Canis Majoris A | −1,47 |
| Beaver Ba | α Geminorum Ba | 2,96 |
| α Volantis | 4,00 | |
| Acubens A | α Cancri A | 4.26 |
| Kurhah | ξ Cephei | 4.29 |
| θ 1 Crucis | 4.30 | |
| 2 Ursae Majoris | 5.46 | |
| τ 3 Gruis | 5.72 | |
| WW Aurigae | 5,82 |
La mayoría de las estrellas Am intentan mostrar efectos de luminosidad anormales , es decir, las regiones espectrales tomadas por separado están mejor correlacionadas con estándares de diferentes clases de luminosidad . Sin embargo, un pequeño número de estrellas Am, como ρ Puppis , muestran tipos espectrales inusualmente tardíos y parecen más evolucionadas y brillantes que la mayoría de las estrellas Am; se encuentran por encima de la secuencia principal . Las estrellas Am y las variables de tipo δ Scuti se encuentran aproximadamente en la misma región del diagrama HR , pero es raro que una estrella sea tanto una estrella Am como una variable de tipo δ Scuti. ρ Puppis es un ejemplo, δ Delphini es otro.
Varios autores han definido o se han referido a una clase de estrellas conocidas como “estrellas δ Delphini (tipo)”, que denotan estrellas Am que muestran una diferencia relativamente pequeña entre las líneas de calcio y las otras líneas metálicas . Estas estrellas también se han comparado con estrellas de tipo δ Scuti. Sin embargo, estudios posteriores mostraron que este grupo era algo heterogéneo, cuya agrupación posiblemente sería solo una coincidencia, y recomendaron abandonar el uso de la clase de estrellas de tipo δ Delphini, en favor de una clase más estrecha de estrellas de tipo ρ Puppis. Estos últimos se definen por luminosidades relativamente altas y por tipos espectrales posteriores. Sin embargo, la confusión a veces permanece; por lo tanto, las estrellas de tipo ρ Puppis a veces todavía se consideran todas las variables del tipo de tipo Scuti.