第33卷 第4期2015年11月
天文学进展
PROGRESSINASTRONOMY
doi:10.3969/j.issn.1000-8349.2015.04.01
Vol.33,No.4Nov.,2015
化学组成特殊星的概述与研究进展
田晓慢1,
2，朱俐颖1,
2 (1.中国科学院云南天文台，昆明650216；
2.中国科学院大学，北京100049) 摘要：化学组成特殊星(即CP星)是一类具有特殊化学元素丰度的恒星，大部分属于A型和B型主序星。
主要介绍了CP星的分类、特征以及主要的起源理论。
CP星存在于双星中的比例非常高，在Am星和Hg-Mn星中双星的比例高达90%以上。
当CP星是食双星的成员时，通过对双星的观测可以精确地确定CP星的质量、半径等物理参数；双星中物质交流以及最终的子星并合等也可能会形成CP星的特殊化学组成和强磁场。
通过CP星双星的观测与研究，有助于研究CP星的起源和演化，也为解释CP现象提供了一个有效途径。
关键词：双星；化学组成特殊星；磁场 中图分类号：P144.9 文献标识码：
A 1引言 化学组成特殊星(chemicallypeculiarstar，简称CP星)主要是主序A型和B型星，光谱上表现为某些异常强或弱的元素线。
Mauryt和Pickering[1]第一次使用“特殊”这个名词来描述这类星。
自第一个CP星被发现，并在哈佛大学的纪念HenryDraper分类工作中被AntoniaMaury和AnnieCannon所特指以来，早期化学组成特殊星的历史是跟光谱分类联系在一起的。
1974年，Preston[2]给出CP星的经典定义：CP星是以光谱中确定元素的异常强或弱的吸收线的存在来识别的恒星。
目前CP星分类主要运用的技术是测光观测和光谱观测。
人们收集了很多测光和光谱观测结果，确定了很多从“常规”星中区别CP星的标准。
CP星的最终分类情况取决于其特征光谱。
人们已经获得很多CP星的丰度，以丰度进行分类的方法越来越精确。
CP星具有一定的成双性。
作为CP星中比较重要的几类星，Am星、Hg-Mn星和磁CP 收稿日期：2015-08-22；修回日期：2015-09-18资助项目：国家自然科学基金(11133007,11325315,11573063)；中国科学院战略性先导科技专项(XDB09010202)；云 南省基金(2013FB084)通讯作者：田晓慢，joie@ 408 天文学进展 33卷 星(Ap星和Bp星)的双星比例都比较可观。
其中，至少90%的Am星属于分光双星(SB)[3]，也有很多Am星属于三星系统；Hg-Mn星的双星比例也高达90%[4,5]，很多Hg-Mn星属于三星甚至四星系统[6,7]。
Ap星和Bp星的双星比例分别是43%和20%。
其他CP星次型的双星比例则不太清楚。
双星环境可以很好地实现更多基本参数的测定和理论测试[8]，进而更好 地探究CP星的起源和演化。
第2章对CP星的主要分类方法进行介绍；第3章主要对CP星中的Am星、磁CP星、Hg-Mn星、λBoots星及He异常星的特性和成双性进行详细介绍；第4章介绍化学组成特殊星的主要起源理论，即核合成理论、超新星理论、扩散理论、磁场累积理论和碰撞理 论；第5章进行总结和展望。
2主要分类方法 一直以来，人们对CP星的认识都比较匮乏。
对研究CP星来说，CP星的分类就显得尤其重要。
在过去的几十年里，人们不断以更加复杂的方案对CP星进行分类。
在此，我们主要介绍Preston[2]、Jaschek和Egret[9]以及Wolff和Wolff[10]的分类方法。
2.1Preston分类1974年，Preston[2]介绍了一种目前被普遍接受的CP星分类，具体分类情况见表
1， 表中的“？”表示此项未知或者不确定。
这个分类包含：CP1-Am星(无全局有序的强磁场)、CP2-磁Ap星(带有强磁场)、CP3-Hg-Mn星(大部分无磁场)、CP4-He弱星(带有可检测磁场)。
这种分类的原则是以丰度异常而不是光谱差别对其进行分类。
CP1包含了所有金属线星-Am星，也包括大量锐线A0V-A2V星中“热”Am星[11]和具备Am丰度特征[12]的Sirius(天狼星)。
CP2包括所有Ap星，Ap星中，Si、Cr、Sr或者Eu是主要的增强元素；CP2星的磁场普遍随周期变化，强度约为30∼3T，磁场随周期变化的同时还经常伴随着同步光度和光谱变化[13]。
CP3包括了所有以HgII3984和/或者MnII为主要特征增强元素线的恒星。
CP4的HeI线比UBV颜色预测的结果稍弱。
CP星族 1 234 经典名 金属线星(Am星)磁Ap星 Hg-Mn星He弱星 表1CP星分类表[2] 表征特征 自转 弱CaII和/或者ScII线；增强的重金属线增强的Si、Cr、Sr、Eu等元素线增强的HgII(λ3984)，MnIIQ(Sp)>Q(UBV) 慢 慢非常慢 慢？ 双星比例 高 低正常？ ？ 双星周期 反常 反常反常？ ？ 温度范围/103K7∼10 8∼1510∼1513∼20?
4期 田晓慢，等：化学组成特殊星的概述与研究进展 409 2.2Jaschek和Egret分类在Preston的分类基础上，Jaschek和Egret[9]于1982年进行了补充，他们区分He常规 星的其他类别、Ap星的不同次型，并考虑经常被忽略的λBoots星。
在Jaschek和Egret的分类中，CP星的次型是：He常规星(包括He强星，He弱星，He变星)；Ap星；分别具有Si和4200-Si，Hg、Mn和Hg-Mn元素，Cr、Eu、Sr等的Si化物，Cr、Eu、Sr及其化合物的CP星；Am星；λBoots星。
2.3Wolff和Wolff分类1976年，Wolff[10]以磁场的出现或趋势将CP星分为：无磁星和磁星，无磁He弱星 和磁He弱星，Hg-Mn星和Si星，Am星和Sr-Cr-Eu星。
这种分类存在两个问题：
(1)Te>16000K时，区分磁性和无磁性的He常规星是很困难的；
(2)如果Hg-Mn星是Am星更高温度方向的延伸，Hg-Mn星和Am星的温度范围分别是11000∼16000K和7500∼10000K，并不清楚有效温度在10000∼11000K之间的特殊无磁星缺失的原因。
3几种重要的CP星 2009年，Renson和Manfroid[14]发表了包含8205个已知或者疑似Ap/Bp、Hg-Mn和Am星的星表。
在这个星表里，有3652个是Ap/Bp星(或者可能的Ap/Bp星)，162个恒星(可能)是Hg-Mn星，4299个(可能)是Am星。
剔除了92个曾被错列在表内的恒星。
而表中确定的Ap/Bp星、Hg-Mn星和Am星只有426个。
在距离太阳250pc的球形范围内，他们发现了178个Ap/Bp星，45个Hg-Mn星和103个Am星。
其中73个Am星属于短轨道周期居多的食双星。
由此星表可知，CP星的成双性是普遍存在的。
以下我们将着重对Am星、磁CP星、Hg-Mn星、λBoots星和He异常星的主要特征及其成双性进行介绍。
3.1Am星 Am和Fm星都是化学组成特殊A型和早F型恒星，我们将其统称为Am星。
其主要特征是：Fe峰元素和稀有地球元素(REE)的富丰度，Sc和Ca的贫丰度。
Am星占其光谱范围内所有主序星的10%∼20%[2,15]。
在光谱型为A0-A9范围内，所有Am星的自转速度(νsini)都低于100km·s−
1，而速度高于此值的其他恒星都具有常规光谱或λBoots光谱，显然Am星比正常A型恒星自转慢[16,17]。
此外，在一些Am星中发现Sct和Dor脉动[18,19]。
Am星磁场的初期调查没有探测到任何磁场，人们普遍认为Am星没有显著磁场。
然而，Petit等人于[20]2011年在Am星SiriusA中发现一个大约2×10−5T的弱磁场；这与之前Ligeni´eres等人[21]于2009年在Vega上发现的磁场相似。
这些弱磁场和磁Ap星中约0.1T的经典磁场[22]是不一样的。
本质上说，所有的Am星都是SB的成员，其中大部分是短周期SB[23]。
在SB中，Am星异常高的比例和Ap星异常低的比例也许和这两类星的特征有关，这也说明成双性应该是特征演化的重要因子。
1985年，Abt和Levy[24]估算的Am星中的双星比例为75%，Carquillat和Prieur[25]得到的比例是大于64%。
Renson和Manfroid[14]对星表进行统计，由结果可知， 410 天文学进展 33卷 至少90%的Am星属于SB(周期大多在1.2∼100d范围内)，也有很多Am星属于三星系统。
人们一直在尝试解释Am星的化学组成特性和高双星比例。
原子扩散模型成功地解释了Am星表面化学元素丰度特性[26,27]。
由Am星在短周期双星中的高比例(90%)以及周期小于100d的双星中常规A型星的存在[28]，Abt[29]推断，密近双星中的所有A型星都具有反常光谱；并且Abt把Am星的低速自转归因于主序前演化时期发生的潮汐相互作用造成的减速，双星中的A型星可以通过潮汐引力损失角动量。
这表明，双星潮汐作用减缓A型星的自转，有助于原子扩散形成特殊化学组成，而单星的自转太快，不足以形成显著的特殊化学组 成。
这也为Am星中双星的高比例(90%)提供了一个解释。
3.2磁CP星 20世纪60年代以来，磁CP星(又叫MCP星)成为CP星的一个明显子分支。
磁CP星包括Ap星和Bp星，占据A型星和晚B型星的5%∼10%。
这类星的一般特性为：光谱上表现出强Si、Cr、Sr或者Eu线，或者其他的REE线；其光谱型介于晚型B和A之间；有效温度范围为8000∼16000K；缓慢自转；具有全局有序并随周期变化[30]的强磁场，磁场结构主要是偶极子结构；所有的可观测量(测光带的量级、光谱等值宽度、磁场)都随着周期不断变化；表面存在化学元素丰度斑，就像其大气中可观测的垂直化学分层。
与Am星和Hg-Mn星类似，MCP星的化学组成特性也是强磁场修正过的原子扩散的结果[31]。
由于磁场结构和强度随着恒星表面变化，磁场可为化学斑提供一种解释。
MCP星是唯一具有确切磁场强度的CP星[32,33]，磁场强度约为0.1∼1T[34]。
然而在磁极点，磁场强度存在一个较低的下限0.03T[22]。
目前为止，确定的磁场强度范围为0.03∼3T。
人们在主序前A和B型星HerbigAe和Be星上发现了强度和几何学都与Ap星磁场相似的磁场[35,36]。
从而推测，这些磁星可能是Ap星的主序前起源星，而且其中一些恒星可能开始演化出Ap特性[37]。
MCP星化学组成特性随着年龄渐变[38]，在主序上的最后时期，因为恒星半径的增加导致恒星表面 磁场区域的减少，化学组成特性很快就消失。
Ap星约占光谱型在B8–A5范围内所有恒星的10%。
可以按照元素最明显的增强谱线对[39]Ap星进行分类(分别是以下元素的增强谱线：Mn,Si-4200,Si-Eu-Cr,Eu-Cr,Eu-CrSr,还有Sr)。
然而锐线Ap星具有高达0.1T的变化磁场[40]，谱线会受塞曼(Zeeman)展宽的影响。
考虑塞曼展宽，谱线强度位于常规的生长曲线上，巴耳末(Balmer)线谱线轮廓也很正常，而且谱线增强和电离电势之间没有普遍关联，谱线增强应该部分归咎于丰度异常，因此某些元素线的选择性增强就被排除了。
这样一来，仅仅考虑一些元素线的增强[41]进行分类就不够完善了。
Ap星表现为：已知最短周期为1.52d(HD26961)，缓慢的自转[42]、较低的SB比例[39]、周期变化的谱线强度(例如在α2CVn中，REE随着Cr线反相位变化，变化幅度与激磁电势和塞曼展宽都没有关系，而且弱线和强线都在变化[43])。
Ap星的双星比例是43%[44]，而双谱分光双星(SB2)的数目非常小，食双星更是少之又少。
在Renson和Manfroid(2009)[14]星表也只提及3个真实的Ap掩食系统烛星：V414Pup、HYVir和V892Cen。
在Bp星中，双星比例稍小(大约是20%)，目前只知道两个双谱Bp食双星：HD123335[45]和AOVel[46]，其周期分别是35.4d和1.58d。
Bp星的最短周期为1.58d。
Tokovinin聚星表[47] 4期 田晓慢，等：化学组成特殊星的概述与研究进展 411 中出现了6个Ap/Bp星。
但是这类星在短周期(短于5d)[44]双星中却异常稀有。
Ap/Bp星 在短周期双星中的缺席原因未知，但是可能为这些恒星的磁场起源提供很重要的信息。
关于其强磁场的起源，我们主要介绍两个与双星 有关的理论：质量交换理论和并合理论。
质量交换理 论认为强磁场的产生与带有对流包层的密近双星成员 星之间可能的质量交换有关系。
很多
Ap/Bp星在其寄主疏散星团中是“蓝离散星”[11,48,49]。
这个理论认为 MCP星是密近双星中角色转换的结果，并伴随着第
二 个成员星演化成不可视的、冷的、简并的和低光度的白矮星。
而Tutukov和Fedorova[50]认为，Ap/Bp星磁场 形成的主要理论应该是密近双星成员星并合理论。
并 合理论认为，Ap/Bp星是初始质量超过0.7M∼1M 的密近双星成员星并合的产物。
这些成员星具有强有 力的对流包层和强磁场，强磁场可能是其包层物质对 流运动的结果。
这种双星演化的决定性因素是成员星 的磁星风引起的轨道角动量损失，这将决定演化的途
径和后续的并合[51]。
演化中，一个观测上的重要过渡是 WUMa型相接双星阶段，此时恒星表现出强磁场的迹象[52]。
因此，在这个理论里，带有辐射包层的Ap/Bp星继承了带有对流包层的前身星的磁场。
这个理论的 并合过程如图1所示。
图1密近双星的并合过程[50] 密近双星并合的5个阶段，依次为：带有活动色球层的两个主序星－Algol阶段－WUMa双星阶段－磁亚巨星FKCom－质量超过1.5M的Ap/Bp星。
3.3Hg-Mn星Hg-Mn星是晚B型星，约占B型星的15%[4]。
其特征为：Mn、Hg、Fe峰元素和其他重 金属元素(例如Pt和Pb)的富丰度；标志性He贫丰度。
Hg-Mn星和Am星存在一些相似特性：缓慢的自转(νsini≤29km·s−1[53]，截断速度分别约为100和70∼80km·s−1)；丰度 异常随着自转速度的增加而增加；密近双星中的高组成率；一些以Am星和Hg-Mn星为主 星的双星具有同步旋转的伴星。
除了化学组成特殊外，一些Hg-Mn星还表现出某些元素不均匀的表面分布，例如，化学元素丰度斑的存在[54,55]。
很多恒星(例如αAnd[55,56]、66Eri[57]和ϕPhe[58])上进行的化学元素斑的多普勒(Doppler)成像结果显示，这些丰度斑似乎经过很长一段时间的演化[56]。
人们认为双星相互作用和磁场[55]可能是化学元素斑的原因。
化学元 素斑起源及演化的具体原因还未知。
普遍认为Hg-Mn星没有显著的磁场，关于磁场存在的探测存在很多争议，历史上的磁场搜寻都未探测到信号[59]。
Auri´ere等人[60]和Makaganiuk等人[61]分别进行了更高精度的Hg-Mn星磁场搜寻，都没有发现任何介于10−4∼10−3T之间 不确定的探测信号。
在探测到化学元素斑的单颗恒星中，也没有发现强度介于10−4∼10−3T的磁场[57,58,。
如果62–64]Hg-Mn星中真的存在磁场，其强度一定小于10−4T。
目前，已知大约150个Hg-Mn星，其中大部分是在年轻星协(例如Sco-Cen，Orion，OB1，或者AurOB1星协)中发现的。
第9个SB轨道表[65]中探测到带有晚B型主星的SB。
具有 412 天文学进展 33卷 星等高达V≈7且缓慢自转(νsini<70km·s−1)的晚B型星主星，并且轨道周期在3∼20d范围内的22个SB中，除HR7241外所有SB的主星都具有Hg-Mn特性。
这预示着Hg-Mn特性和双星成员星之间有强烈的关联。
基于这个事实，双星中形成的缓慢自转的晚B型星可能演化成Hg-Mn星。
Hg-Mn星的双星比例高达90%[4,5]，周期倾向于3∼20d[66]。
上主序上具有Hg-Mn主星的分光双星的恒星大气，表现出某一化学元素异常(例如
P、Mn、Ga、Br、Sr、
Y、Zr、Rh、Pd、Xe、Pr、Yb、Yb、
W、Re、Os、Pt、Au、Hg的富丰度，以及He、Al、Zn、Ni、Co的贫丰度)[67]。
2010年，Hubrig等人[3]已经对这些SB进行了光谱研究。
他们探测到化学元素Ca、Pt和Hg的强烈的同位素异常[68–70]。
也有很多的Hg-Mn星属于三星甚至四星系统[
6,。
7]散斑干涉法观测的30个SB中，其中15个有2个以上的成员星。
在4个其他的Hg-Mn分光双星(HD11905、HD34364、HD78316和HD141556)中发现了第三成员星存在的间接证据。
进一步证明Hg-Mn星频繁出现在三星系统中的证据是ROSAT巡天[71]。
3.4λBoots星 在所有A型－早F型星、LK星、V星中，显著贫金属的无磁星族I星体－λBoots星只约占1%。
从an等人[72]于1943第一次描述这类星的原型(λBoots)以来，这类星被称为λBoots星[73]。
70多年的时间里，这类星不断改变我们对恒星演化和质量损失的认识。
从UV到IR波段的高质量光谱分光和测光数据的积累、λBoots星附近脉动的探测以及有效恒星模型和大气准则的可获取性，极大地增加了人们对这类星的兴趣。
在1981年第23届Liege讨论会上，Cowley强调，在目前的观测中λBoots的出现是毫无理论性的，他认为这类星的缺乏和不均一可能由星际介质的丰度波动所引起[74]。
1986年，Dworetsky[75]在Crimea会议中，给出了这些星很少的一些谱线。
基于这些恒星的UV特性，hiaro等人[76]提出一个筛选λBoots星的方法，Baschek等人[77]对此方法做进一步改善。
在与已知λBoots星相似且具有确定Geneva光学系统颜色指数的恒星中进行新的λBoots烛星的搜寻中，Hauck[78]筛选出了11个已知金属匮乏星和6个新测光金属匮乏星。
近些年，关于这类星的研究越来越多。
现在已经得到一些λBoots烛星列表。
这类星的光谱被弱金属线所标记，光谱异常地不均匀，具有中等自转速度以及常规 空间速度(以此可从水平分支的弱线星族II恒星中区分出λBoots星)。
在TD1卫星上的S2/68实验所搜集的光谱以及IUE低分辨率光谱上，λBoots星表现出特有的强烈吸收特性。
Baschek和Searle[79]获得光学范围内可理解的λBoots星元素中度缺乏现象。
目前已知属于这类星的恒星还相当少，只有12个[9]。
关于它们的双星比例，我们更是一无所知。
可以总结性地说，λBoots星代表了一个不明确的CP次型。
需要大量的光谱观测来决定，是否一个与λBoots星本身类似的金属匮乏星可以被定义为同类组。
也许这个星群只是一些不均匀和未解的金属匮乏星。
实际上，这个次型恒星的筛选标准依然是一个开放性的问题。
甚至，在A型星中，金属匮乏是λBoots唯一的特性。
1983年，Michaud等人[26]给出了唯一趋近这个低金属丰度问题的理论。
总之，要想进一步了解λBoots星，金属匮乏星的综合性研究是十分必要的。
4期 田晓慢，等：化学组成特殊星的概述与研究进展 413 3.5He异常星 He异常星，由相对其颜色He丰度异常的恒星组成，在这类星中曾检测到磁场的存在。
可依据He线强度、磁场的有无或者光谱变化对它们进行分类。
依照光谱变化，He异常星被分为He富星(光谱型为B2)和He弱星(光谱型为B8)[80]。
He富星是星族I主序星，被认为是CP星最热的延展，为了与其他星群中高度演化的极端He富星区分开来，也被称为中等He富星。
He富星缓慢自转且没有Heα发射，但发射线里存在CIV共振线。
在He富星HD96446中发现贫丰度的氧[81]，在3个He富星中发现了富丰度的氧[82]。
He弱星大部分属于主序星，但是也有一些是巨星[83]。
He弱星具有异常的He同位素比例He3/He4，特别地，具有最高富丰度的He3。
一些He弱星中，其他元素的丰度异常比He元素还要显著，以此为基础，Baschek(1975)[84]将He弱星分为以下次型：P-Ga星(非变星)，Si和Sr-Ti星(一些是变星)。
He异常星的光谱分类是很难的，而因恒星颜色会受元素富丰度影响而变化，所以基于测光指数的分类也不准确。
He异常星都适用的一般特性[85,86]主要有四点：
(1)集中在银河系赤道附近。
(2)既在场星又在星云中出现，这表明，He丰度异常不是初始结构影响的结果，而是恒星生命过程中产生的现象。
(3)投影自转速度大多比相同类型的常规星要小，自转速度的分布显示，很多这类星的自转速度νsini<60km·s−
1。
(4)在He富和He弱星之间探测到He线的光谱变化主要集中在磁星中[87]；这种变化可以将恒星剔除出一个次型，变成另一个次型的成员；通常，即 使在He变星中也很难发生这样的变化。
4化学组成特殊星的起源 在过去的几十年里，人们提出很多理论来解释CP星的起源。
1965年，Fowler等人[48]提出演化中主序后阶段恒星内部核合成理论；随后Guthrie[88]讨论了另一个可能的解释：超新星伴星所带来的表面污染，即超新星理论[42]；另外两个非核过程的理论分别是1970年Michaud等人提出的扩散理论[89]和1971年Havenes与Conti[90]提出的星际介质的选择性磁场累积理论；Cowley于1977年[91]详细探究了碰撞理论。
以下我们将对这五种主要的理论进行介绍。
4.1核合成理论 核合成理论[48]，是指异常丰度可能建立在具有简并核的恒星内部，其核过程是由表面散裂反应或者爆炸核合成产生的。
Fowler等人认为，Ap星从巨星阶段回到邻近主序过程中只有很少的质量损失，这与由其他成员星确定的演化相矛盾。
恒星回到主序阶段，相对质量而言它们具有常规光度，同时在经过内部原子能转移及和表面物质的混合之后留在主序阶段。
这些巨星后天体留在主序阶段的时间约为3×107a，主序常规A0星的总年龄约3×108a。
这表明，所有一定质量的恒星都要经过一个Ap星阶段。
如果这是正确的，邻近主序阶段的巨星后天体时期将更长。
一个替代方案则认为Ap星是密近双星的成员，其中伴星和Ap星分别被指定为主星和次星，主星的原始质量最大且演化程度最高。
在主星的巨星阶段，内部 414 天文学进展 33卷 核子转移的物质和表面物质混合在一起，主星失去质量；一些物质就以这种方式遗失在空间中，另一些物质则从表面运输到Ap星上。
主星现在成为一个白矮星。
这解释了Ap星只能在主星的一个区域被观测到的原因：因为主星的最初质量最大，所以就很难观测到早期光谱型的Ap星。
在晚型星中，任何因伴星质量转移而导致的异常丰度都将被深流区稀释；因此从主序演化之后，Ap星的异常丰度将被稀释，此时将产生具有相似丰度异常的Ap星衍生物。
如果认为表面物质的大量散裂及混合发生在较浅的大气层里，那么引起丰度异常事件的顺序应该是：表面过程发生在内部产物被运输到表面之前。
这个理论与很多观测事实不一致，而且事实上并不是所有丰度都是从核合成得来的，所以人们已经抛弃这个理论。
4.2超新星理论Heuvel[42]指出，如果在巨星后阶段，通过超新星爆发主星可能会在比轨道周期要短的时 间内损失超过一半的质量，一般情况下，这将导致轨道长轴的增加或者两个成员星的分离。
后一种情况下，次星会以比原始轨道速度稍微小的空间速度喷射出去。
完全分离的条件[92]意味着，主星的光谱型大多应该早于B4型。
超新星爆发最初只会发生在光谱型早于B8的恒星中[93]。
在这些条件的基础上，Heuvel用超新星理论讨论了当时CP星的三个次型：
(1)“逃逸”星，主星光谱型早于B4而且是完全分离双星；
(2)Ap星，主星光谱型在B4和B8之间；
(3)金属线星，主星光谱型晚于B8，观测为SB[23]。
如果超新星理论是正确的，它应该考虑“逃逸”星中双星的缺失[92]和年龄比3×108a要小的星云中金属线星的缺失[94]。
另外一个问题是，在主星到达爆前超新星红巨星阶段，两个成员星并没有靠近到足够使第一个拉格朗日(Lagrangian)点限制主星半径的程度，这样就无法解释喷射(速度100km·s−1)之后巨大的空间速度。
Blaauw[92]认为，主星是主序前就爆发的大质量(大约250M)原星，这可以解释“逃逸”星的特性。
然而，这样一来，就需要确定在早于主星光谱型的双星中到底发生了什么。
或许，它们是因喷射速度小于100km·s−1而被遗漏的Ap星。
超新星理论关于金属线星的解释也存在异议。
金属线星是周期大多较短的双星[23]。
就目前其轨道尺寸而言，主星不可能在到达洛希(Roche)界限之前就已经膨胀到巨星阶段。
一个可能是，在此之前第三天体已经开始转移质量给双星。
然而，我们知道金属线星占据A型星的20%，而三星系统的演化是不是常规到必须考虑这个比例，也需要进一步求证。
另外一个可能是，双星的轨道尺寸本来较大，主星缓慢的质量损失使轨道尺寸变小了[95]。
这样我们就必须找到质量缓慢损失的合理机制。
普遍认为Ap星中的丰度异常是表面现象，而较大的丰度缺乏则是核子反应的结果。
在此基础上，质量转移超新星理论的最大优势是可以提出至少四种产生表面核反应的方式，即：
(1)超新星的γ辐射会诱发次星表面的核反应；
(2)超新星辐射会加热次星空气，热核反应会发生在次星表面；
(3)原子量为40、移动速度为5000km·s−1的原子的动能是5MeV，这足以诱发次星表面的核反应；
(4)Ap星的磁场可能是从主星巨星阶段或超新星爆发阶段转移来的，已经在红巨星和超新星中发现磁场。
4期 田晓慢，等：化学组成特殊星的概述与研究进展 415 4.3扩散理论辐射压诱发的扩散机制[89]，可以在一定程度上解释Ap星的元素丰度异常现象。
Ap星 的磁场可能会促使大气保持稳定。
扩散机制至少可以使增强元素集中分布在恒星大气中，而不是下沉到恒星内部。
现在，辐射扩散是在CP星大气中运转最有效的机制。
依照这个理论，导致元素分离的有效过程是重力沉陷和辐射压诱导的向上扩散之间的微妙平衡。
只受其中一种力作用的元素会被驱使到恒星大气的底部或者顶部，分别产生贫丰度或者富丰度。
重力沉陷可能会减小恒星中的重金属丰度。
假定大气足够稳定，扩散过程是主要过程，重力沉陷将导致He、Ne和O贫丰度，辐射压将导致Mn、Sr、
Y、Zr和REE的富丰度。
Browne[96]发现扩散过程或许可以解释磁星中富丰度的周期变化。
与其他核子模型不同，扩散理论的预测取决于θeff(θeff=5040/Teff)。
它预测到在给出的恒星中Sr、Y和Zr应该有不同表现，也预测到周期变化的中等富丰度斑的存在。
然而很多理论家对这个理论所需的恒星大气的高稳定性提出怀疑。
事实上，扩散速度大概是1cm·s−
1，因此扩散很容易受到表面扰动的干扰。
4.4磁场累积理论 1971年，Havnes和Conti[97]提出磁场累积理论来解释磁Ap星中元素的表面分布和异常丰度。
这个理论的描述是，恒星大气层磁场利用恒星自转选择性地从星际介质中俘获原子。
在这些恒星附近分布的主要是电离化的原子，在原子被磁场捕获的地方将发生进一步的电离。
被捕获的原子开始进入周期性的轨道，并在轨道上沿着磁线旋转。
由于磁镜效应，磁轴附近的原子发生偏转。
最终原子依靠扩散机制从大气层磁场转移到恒星表面，形成异常丰度。
在统一星际介质假设中，磁场累积理论得到了发展。
这个模型可以产生磁星表面的异常丰度。
如果将不同类的星际介质的并发现象(例如在巨星形成中某些部分)考虑进来，可能得到更多外来元素的增强和匮乏。
磁场累积理论可以定性解释磁星的异常丰度和最大富丰度优先发生在最重的金属附近的现象，也就是可以解释原型α2CVn中较弱磁轴附近重金属的浓度。
磁场累积模型可根据磁场的结构和强度、自转速度以及磁轴与自转轴的夹角β，预测不同恒星的异常丰度。
并成功预测到：磁星中REE的极大增强、铁族元素和Si的中等增强以及He和O的缺乏；还预测到一般情况下，自转最慢的磁星与星际介质的相互作用可能最大，而且还会出现最大的富丰度。
HR465(HD9996)的周期是23a，这是目前已知的最长周期[98]。
在这个恒星中，REE也是极其丰富的[99]，而且有三分之一的谱线仍未确认。
和磁场随周期自转(大约几天)而变化的恒星相比，周期最长的Ap星，明显具有更大规模的异常丰度。
这与上述预测相符。
磁场累积模型的重要意义是很明显的。
对于很多Ap星来说，可以通过这个模型得到更多磁场结构、异常丰度、磁强化效应、表面分布和周期等数据。
然而不足的是，还不能对这些预测进行测试查证；同时这个理论与扩散理论面临同样的问题：如果混合速度大于10−3cm·s−
1，扩散将不能运转，对恒星大气层磁场来说，原子将无法转移到恒星表面。
必须指出的是，辐射垂直向上扩散形成大气顶部离子的存在，这才是最严峻的问题；还要考虑累积机制和扩散机制不可能同时在磁星中运转；另外，我们并不清楚大气层磁场选择性俘获原子的机制。
416 天文学进展 33卷 4.5碰撞理论碰撞理论[91]的描述是：上主序星的化学元素异常应该归因于行星或者微行星的陨落。
上 主序恒星表面的微行星碰撞，可以给表面组成带来本质性改变。
CP星的很多特性都与碰撞理论相一致。
碰撞理论为理解CP星的很多特性提供了定性依据。
Cowley指出这个理论存在一些劣势[91]，例如，碰撞理论不能解释以下现象：
(1)CP星上观测到的贫丰度；
(2)伴随铁元素的缺乏，锰元素(和其他元素)的富丰度；
(3)变化的He同位素构成与变化的Hg同位素丰度(“汞问题”)。
尽管如此，仍不能轻易放弃这个理论，因为如果可以和其他起源机制一起作用，碰撞理论的前景还是光明的。
虽然各种理论仍在深入研究，目前还没有一个确定的理论可以解释CP现象。
要想准确地解释CP现象，需要更多的观测数据、测量参数和模型的测试。
5总结和展望 CP星是一类化学元素组成特殊的恒星。
CP星主要被分成5大类，即Am星、磁CP星、Hg-Mn星、λBoots星和He异常星。
Am星、磁CP星和Hg-Mn星的研究相对较多，而λBoots星和He异常星的研究还很少。
CP星为何会存在区别于正常A型和B型主序星的化学元素丰度？它们是如何形成的？这些问题一直没有得到很好的解释。
从最初的核合成理论到超新星理论、扩散理论、磁场累积理论和碰撞理论等，研究者们进行过多种尝试来解释CP现象，但仍没有一个确定的理论可以解释所有的CP现象。
想要准确地解释CP现象，可能需要多种理论的结合，同时也需要大量CP星的观测事实来支撑。
未来大规模巡天数据的释放以及观测技术的不断提升，将为CP星的研究提供大量的实测基础。
自CP星上发现强磁场以来，这类星就受到广泛关注，然而并不是所有的CP星都具有强磁场。
在各类CP星中，只有磁CP星带有强磁场，磁场强度范围是0.3∼3T。
其他的几类只有弱磁场，甚至没有发现有磁场。
不管是磁CP星还是非磁CP星，它们的双星比例都很可观。
至少90%的Am星属于分光双星，这些Am双星的轨道周期大多在1.2∼100d范围内，有很大一部分属于食双星。
Hg-Mn星的双星比例也高达90%，周期范围在3∼20d，很多还存在于三星甚至四星系统中。
磁CP星的双星比例虽然没有前两类多，Ap星双星占43%，Bp星双星占20%，但密近双星的并合很有可能是产生磁CP星强磁场的原因。
综上所述，CP星和双星有着密切的联系，对含有CP星的双星以及可能演化成CP星的双星进行研究，将会是解开CP现象的一个重要途径；另外，作为双星的成员，特别是食双星的成员，人们可以获得更多CP星的精确基本物理参量，了解它们所处的各种结构演化状态，从而更好地探究CP星的本质及其形成和演化。
未来对含有CP星的双星以及可能演化成CP星的双星进行系统研究，将会是解释CP现象的一个有效途径。
4期 田晓慢，等：化学组成特殊星的概述与研究进展 417 参考文献： [1]MauryC,PickeringEC.AnnalsofHarvardCollegeObservatory,1897,28:1[2]PrestonGW.ARAS,1974,12:257[3]HubrigS,Gonz´aezJF,Sch´ollerM,etal.AspConferenceSeries,2010:435[4]WolffSC,PrestonGW.ApJS,1978,37:371[5]Scho´llerM,CorreiaS,HubrigS,etal.A&A,2010,522:85[6]ColeWA,FekelFC,HartkopfWI,etal.AJ,1992,103:1357[7]ISobeA.PASA,1991,18:167[8]SouthworthJ,PavlovskiK,TamajoE,etal.MNRAS,2011,414:3740[9]JaschekM,EgretD.CatalogofStellarGroups.France:SpecialeduCDS,1982:4[10]WolffSC,WolffRJ.IAUC,1976,32:503[11]ContiPS.ApJ,1965,142:1594[12]StromKM,StromSE,GingerichO.ApJ,1966,146:880[13]PrestonGW.PASP,1971,83:571[14]RensonP,ManfroidJ.A&A,2009,498:961[15]SmithKC.Ap&SS,1996,237:77[16]AbtHA,MorrellNI.ApJS,1995,99:135[17]AbtHA.AJ,2009,138:28[18]BalonaLA,RipepiV,CatanzaroG,etal.MNRAS,2011,414:792[19]SmalleyB,KurtzDW,SmithAMS,etal.A&A,2011,535:A3[20]PetitP,Ligni´eresF,Auri´ereM,etal.A&A,2011,532:L13[21]Ligni´eresF,PetitP,B´ohmT,etal.A&A,2009,500:L41[22]Auri´ereM,WadeGA,SilvesterJ,etal.A&A,2007,475:1053[23]AbtHA.ApJS,1961,6:37[24]AbtHA,LevySG.ApJS,1985,59:229[25]CarquillatJM,PrieurJL.MNRAS,2007,380:1064[26]MichaudG,TarasickD,CharlandY,etal.AJ,1983,269:239[27]MichaudG,RicherJ,VickM.A&A,2011,534:18[28]AbtHA,BidelmanWP.ApJ,1969,158:1091[29]AbtHA.ApJS,1965,11:429[30]PrestonGW.StellarRotation.Dordrecht:Reidel,1970:254[31]MichaudG,CharlandY,MegessierC.A&A,1981,103:244[32]ContiPS.ApJ,1969,156:661[33]ContiPS.ApJ,1970,160:1077[34]BabcockHW.ApJS,1958,3:141[35]WadeGA,DrouinD,BagnuloS,etal.A&A,2005,442:L31[36]AlecianE,WadeGA,CatalaC,etal.MNRAS,2013,429:1001[37]FolsomCP,BagnuloS,WadeGA,etal.MNRAS,2012,422:2072[38]GlagolevskijYV.StellaricFields.Russian:theSpecialAstrophysicalObservatoryoftheRussian, 1996:13[39]JaschekC,JaschekM.ZA,1958,35:45[40]BabcockHW.ApJS,1958,3:141[41]BoyarchukAA,etal.AZh,1960,37:812[42]vandenHeuvelEPJ.BAN,1967,19:11[43]BurbidgeGR,BurbidgeEM.ApJS,1955,1:431[44]CarrierF,NorthP,Udrys,etal.A&A,2002,394:151[45]HensbergeH,etal.ASPC,2004,318:309[46]Gonz´alezJF,HubrigS,NesvacilN,etal.A&A,2006,449:327 418 天文学进展 33卷 [47]TokovininAA.A&AS,1997,124:75[48]FolwerWA,BurbidgeEM,BurbidgeGR,etal.ApJ,1965,142:423[49]RensonP.Annalesd’Astrophysique,1965,28:679[50]TutukovAV,FedorovaAV.AstronomyReports,2010,54:156[51]MasevichAG,TutukovAV.StellarEvolution:TheoryandObservations.Moscow:Nauka,1988[52]vandenBergM,StassunKG,VerbuntF,etal.A&A,2002,382:888[53]AbtHA,ChaffeeFH,SuffolkG.ApJ,1972,175:779[54]RyabchikovaTA,MalanushenkoVP,delmanSJ.A&A,1999,351:963[55]AdelmanSJ,GulliverAF,KochukhovOP,etal.ApJ,2002,575:449[56]KochukhovO,AdelmanSJ,GulliverAF,etal.Nat.Phys,2007,3:526[57]MakaganiukV,KochukhovO,PiskunovN,etal.A&A,2011,529:A160[58]MakaganiukV,KochukhovO,PiskunovN,etal.A&A,2012,539:A142[59]ShorlinSLS,WadeGA,DonatiJF,etal.A&A,2002,392:637[60]Auri´ereM,WadeGA,Ligni´eresF,etal.A&A,2010,523:A40[61]MakaganiukV,KochukhovO,PiskunovN,etal.A&A,2011a,529:A160[62]WadeGA,Auri´ereM,BagnuloS,etal.A&A,2006,451:293[63]FolsomCP,KochukhovO,WadeGA,etal.MNRAS,2010,407:2383[64]KochukhovO,MakaganiukV,PiskunovN,etal.A&A,2011,534:L13[65]PourbaixD,TokovininAA,BattenAH,etal.A&A,2004,424:727[66]HubrigS,MathysG.CommentsonAstrophysics,1995,18:167[67]CastelliF,HubrigS.A&A,2004,425:263[68]HubrigS,CastelliF,MathysG.A&A,1999,341:190[69]CastelliF,HubrigS.A&A,2004,421:L1[70]CowleyCR,HubrigS,Gonz´alezJF.MNRAS,2009,396:485[71]BerghoeferTW,SchmittJHMM,CassinelliJP.A&AS,1996,118:481[72]anWW,KeenanPC,KellmanE.AnAtlasofStellarSpectra.Chicago:UniversityofChicagoPress, 1943[73]WeissWW.IAUs,1997,32:1[74]CowleyCR.Chemicallypeculiarstarsoftheuppermainsequence.Liege:UniversitedeLiege,1981:5[75]DworetskyMM.ASSL,1986,125:397[76]hiaroA,JaschekM,JaschekC,etal.A&AS,1980,40:207[77]BaschekB,HeckA,JaschekC,etal.A&A,1984,131:378[78]HungerK.ASSL,1986,125:257[79]BaschekB,searleL.AJ,1969,155:537[80]JaschekM,EgretD.CatalogofStellarGroups,Paris:SpecialeduCDS,1982:4[81]WolfREA.A&A,1973,26:127[82]OsmerPS,PetersonDM.AJ,1974,187:117[83]LanzT.A&A,1984,139:161[84]BaschekB.ProblemsinStellarAtmospheresandEnvelopes.UK:Springer,1975:101[85]JaschekC,JaschekM.Chemicallypeculiarstarsoftheuppermainsequence.Liege:UniversitedeLiege, 1981:417[86]GlagolevskiiYV,ChukanovaNM.Astrophysics,1985,20:37[87]PedersenHA.AS,1979,35:313[88]GuthrieBNG.PROE,1967,6:145[89]MichaudG.AJ,1970,160:641[90]HavnesO,ContiPS.A&A,1971,14:1[91]CowleyCR.Ap&SS,1977,51:349[92]BlaauwAB.AN,1961,15:265[93]StotherR.ApJ,1963,138:1085 4期 田晓慢，等：化学组成特殊星的概述与研究进展 419 [94]JaschekC,JaschekM.Considerationsontheevolutionofpeculiarandmetalliclinestars.LaPlata:NationalUniversityofLaPlata,1962:137 [95]HuangSS.ApJ,1963,138:471[96]BrownePF.Nature,1968,220:1296[97]HavnesO,ContiPS.A&A,1971,14:1[98]PrestonGP,WolffSC.ApJ,1970,160:107[99]BidelmanWP.TheicandRelatedStars.Baltimore:MonobookCo,1967:29 ABriefOverviewandResearchProgressofChemicallyPeculiarStars TIANXiao-man1,
2,ZHULi-ying1,
2 (1.YunnanObservatories,ChineseAcademyofSciences,Kunming650216,China;
2.UniversityofChineseAcademyofSciences,Beijing100049,China) Abstract:Chemicallypeculiarstars(CPstar)arethestarsinthespectraofwhichlinesofsomeelementsareabnormallystrongorweak.MostofthemaremainsequenceAandBtypestars.Bynow,theresearchoftheCPstaralsoisverylittleinChina.Inthepresentpaper,weintroducethecharacteristics,classificationandmainoriginaltheoriesofCPstars.Atthesametime,adetailedintroductionofthemainlysubclassesoftheCPstarsisgiven,suchasAmstar,Hg-Mnstar,icCPstarandsoon.StrongicfiledhasbeenfoundinCPstar(icCPstar),butnotallCPstarareicCPstar.ForAmstarandHg-Mnstar,justweakicfield(2×10−5T)ornoicfiledwasdetected.TheoriginofCPstarstillisaproblemforus.Eventhoughtherearemanytheoriestryingtoexploreit,nooneistotalyuratesofar.ThepercentageofCPstarsinthebinariesisreallyhigh.Forexample,90%AmandHg-Mnstarsareinthebinarysystems,andforApandBpstar,thepercentageis43%and20%respectively.ThebinaryenvironmentprovidesabundantinformationofCPstar,especiallywhentheCPstarisponentofaneclipsingbinary,manyimportantphysicalquantities,suchasmassandradius,canbedeterminedinhighprecision.Inaddition,themasstransferandthestellarmergerhappenedinthebinarysystemsmaybethemainreasonswhichcausethepeculiarelementsabundanceandformthestrongicfieldintheCPstars.Therefore,thestudyoftheCP-starbinariesareparticularlyimportantforunderstandingtheformationandevolutionofthisspecialobjects.Inthefuture,ThesystematicinvestigationoftheCP-starbinariesandtheprogenitorbinariesofCPstarswillbeacrucialwaytorevealthenatureoftheCPphenomenon. Keywords:Binaries;Chemicallypeculiarstar;icfield
2，朱俐颖1,
2 (1.中国科学院云南天文台，昆明650216；
2.中国科学院大学，北京100049) 摘要：化学组成特殊星(即CP星)是一类具有特殊化学元素丰度的恒星，大部分属于A型和B型主序星。
主要介绍了CP星的分类、特征以及主要的起源理论。
CP星存在于双星中的比例非常高，在Am星和Hg-Mn星中双星的比例高达90%以上。
当CP星是食双星的成员时，通过对双星的观测可以精确地确定CP星的质量、半径等物理参数；双星中物质交流以及最终的子星并合等也可能会形成CP星的特殊化学组成和强磁场。
通过CP星双星的观测与研究，有助于研究CP星的起源和演化，也为解释CP现象提供了一个有效途径。
关键词：双星；化学组成特殊星；磁场 中图分类号：P144.9 文献标识码：
A 1引言 化学组成特殊星(chemicallypeculiarstar，简称CP星)主要是主序A型和B型星，光谱上表现为某些异常强或弱的元素线。
Mauryt和Pickering[1]第一次使用“特殊”这个名词来描述这类星。
自第一个CP星被发现，并在哈佛大学的纪念HenryDraper分类工作中被AntoniaMaury和AnnieCannon所特指以来，早期化学组成特殊星的历史是跟光谱分类联系在一起的。
1974年，Preston[2]给出CP星的经典定义：CP星是以光谱中确定元素的异常强或弱的吸收线的存在来识别的恒星。
目前CP星分类主要运用的技术是测光观测和光谱观测。
人们收集了很多测光和光谱观测结果，确定了很多从“常规”星中区别CP星的标准。
CP星的最终分类情况取决于其特征光谱。
人们已经获得很多CP星的丰度，以丰度进行分类的方法越来越精确。
CP星具有一定的成双性。
作为CP星中比较重要的几类星，Am星、Hg-Mn星和磁CP 收稿日期：2015-08-22；修回日期：2015-09-18资助项目：国家自然科学基金(11133007,11325315,11573063)；中国科学院战略性先导科技专项(XDB09010202)；云 南省基金(2013FB084)通讯作者：田晓慢，joie@ 408 天文学进展 33卷 星(Ap星和Bp星)的双星比例都比较可观。
其中，至少90%的Am星属于分光双星(SB)[3]，也有很多Am星属于三星系统；Hg-Mn星的双星比例也高达90%[4,5]，很多Hg-Mn星属于三星甚至四星系统[6,7]。
Ap星和Bp星的双星比例分别是43%和20%。
其他CP星次型的双星比例则不太清楚。
双星环境可以很好地实现更多基本参数的测定和理论测试[8]，进而更好 地探究CP星的起源和演化。
第2章对CP星的主要分类方法进行介绍；第3章主要对CP星中的Am星、磁CP星、Hg-Mn星、λBoots星及He异常星的特性和成双性进行详细介绍；第4章介绍化学组成特殊星的主要起源理论，即核合成理论、超新星理论、扩散理论、磁场累积理论和碰撞理 论；第5章进行总结和展望。
2主要分类方法 一直以来，人们对CP星的认识都比较匮乏。
对研究CP星来说，CP星的分类就显得尤其重要。
在过去的几十年里，人们不断以更加复杂的方案对CP星进行分类。
在此，我们主要介绍Preston[2]、Jaschek和Egret[9]以及Wolff和Wolff[10]的分类方法。
2.1Preston分类1974年，Preston[2]介绍了一种目前被普遍接受的CP星分类，具体分类情况见表
1， 表中的“？”表示此项未知或者不确定。
这个分类包含：CP1-Am星(无全局有序的强磁场)、CP2-磁Ap星(带有强磁场)、CP3-Hg-Mn星(大部分无磁场)、CP4-He弱星(带有可检测磁场)。
这种分类的原则是以丰度异常而不是光谱差别对其进行分类。
CP1包含了所有金属线星-Am星，也包括大量锐线A0V-A2V星中“热”Am星[11]和具备Am丰度特征[12]的Sirius(天狼星)。
CP2包括所有Ap星，Ap星中，Si、Cr、Sr或者Eu是主要的增强元素；CP2星的磁场普遍随周期变化，强度约为30∼3T，磁场随周期变化的同时还经常伴随着同步光度和光谱变化[13]。
CP3包括了所有以HgII3984和/或者MnII为主要特征增强元素线的恒星。
CP4的HeI线比UBV颜色预测的结果稍弱。
CP星族 1 234 经典名 金属线星(Am星)磁Ap星 Hg-Mn星He弱星 表1CP星分类表[2] 表征特征 自转 弱CaII和/或者ScII线；增强的重金属线增强的Si、Cr、Sr、Eu等元素线增强的HgII(λ3984)，MnIIQ(Sp)>Q(UBV) 慢 慢非常慢 慢？ 双星比例 高 低正常？ ？ 双星周期 反常 反常反常？ ？ 温度范围/103K7∼10 8∼1510∼1513∼20?
4期 田晓慢，等：化学组成特殊星的概述与研究进展 409 2.2Jaschek和Egret分类在Preston的分类基础上，Jaschek和Egret[9]于1982年进行了补充，他们区分He常规 星的其他类别、Ap星的不同次型，并考虑经常被忽略的λBoots星。
在Jaschek和Egret的分类中，CP星的次型是：He常规星(包括He强星，He弱星，He变星)；Ap星；分别具有Si和4200-Si，Hg、Mn和Hg-Mn元素，Cr、Eu、Sr等的Si化物，Cr、Eu、Sr及其化合物的CP星；Am星；λBoots星。
2.3Wolff和Wolff分类1976年，Wolff[10]以磁场的出现或趋势将CP星分为：无磁星和磁星，无磁He弱星 和磁He弱星，Hg-Mn星和Si星，Am星和Sr-Cr-Eu星。
这种分类存在两个问题：
(1)Te>16000K时，区分磁性和无磁性的He常规星是很困难的；
(2)如果Hg-Mn星是Am星更高温度方向的延伸，Hg-Mn星和Am星的温度范围分别是11000∼16000K和7500∼10000K，并不清楚有效温度在10000∼11000K之间的特殊无磁星缺失的原因。
3几种重要的CP星 2009年，Renson和Manfroid[14]发表了包含8205个已知或者疑似Ap/Bp、Hg-Mn和Am星的星表。
在这个星表里，有3652个是Ap/Bp星(或者可能的Ap/Bp星)，162个恒星(可能)是Hg-Mn星，4299个(可能)是Am星。
剔除了92个曾被错列在表内的恒星。
而表中确定的Ap/Bp星、Hg-Mn星和Am星只有426个。
在距离太阳250pc的球形范围内，他们发现了178个Ap/Bp星，45个Hg-Mn星和103个Am星。
其中73个Am星属于短轨道周期居多的食双星。
由此星表可知，CP星的成双性是普遍存在的。
以下我们将着重对Am星、磁CP星、Hg-Mn星、λBoots星和He异常星的主要特征及其成双性进行介绍。
3.1Am星 Am和Fm星都是化学组成特殊A型和早F型恒星，我们将其统称为Am星。
其主要特征是：Fe峰元素和稀有地球元素(REE)的富丰度，Sc和Ca的贫丰度。
Am星占其光谱范围内所有主序星的10%∼20%[2,15]。
在光谱型为A0-A9范围内，所有Am星的自转速度(νsini)都低于100km·s−
1，而速度高于此值的其他恒星都具有常规光谱或λBoots光谱，显然Am星比正常A型恒星自转慢[16,17]。
此外，在一些Am星中发现Sct和Dor脉动[18,19]。
Am星磁场的初期调查没有探测到任何磁场，人们普遍认为Am星没有显著磁场。
然而，Petit等人于[20]2011年在Am星SiriusA中发现一个大约2×10−5T的弱磁场；这与之前Ligeni´eres等人[21]于2009年在Vega上发现的磁场相似。
这些弱磁场和磁Ap星中约0.1T的经典磁场[22]是不一样的。
本质上说，所有的Am星都是SB的成员，其中大部分是短周期SB[23]。
在SB中，Am星异常高的比例和Ap星异常低的比例也许和这两类星的特征有关，这也说明成双性应该是特征演化的重要因子。
1985年，Abt和Levy[24]估算的Am星中的双星比例为75%，Carquillat和Prieur[25]得到的比例是大于64%。
Renson和Manfroid[14]对星表进行统计，由结果可知， 410 天文学进展 33卷 至少90%的Am星属于SB(周期大多在1.2∼100d范围内)，也有很多Am星属于三星系统。
人们一直在尝试解释Am星的化学组成特性和高双星比例。
原子扩散模型成功地解释了Am星表面化学元素丰度特性[26,27]。
由Am星在短周期双星中的高比例(90%)以及周期小于100d的双星中常规A型星的存在[28]，Abt[29]推断，密近双星中的所有A型星都具有反常光谱；并且Abt把Am星的低速自转归因于主序前演化时期发生的潮汐相互作用造成的减速，双星中的A型星可以通过潮汐引力损失角动量。
这表明，双星潮汐作用减缓A型星的自转，有助于原子扩散形成特殊化学组成，而单星的自转太快，不足以形成显著的特殊化学组 成。
这也为Am星中双星的高比例(90%)提供了一个解释。
3.2磁CP星 20世纪60年代以来，磁CP星(又叫MCP星)成为CP星的一个明显子分支。
磁CP星包括Ap星和Bp星，占据A型星和晚B型星的5%∼10%。
这类星的一般特性为：光谱上表现出强Si、Cr、Sr或者Eu线，或者其他的REE线；其光谱型介于晚型B和A之间；有效温度范围为8000∼16000K；缓慢自转；具有全局有序并随周期变化[30]的强磁场，磁场结构主要是偶极子结构；所有的可观测量(测光带的量级、光谱等值宽度、磁场)都随着周期不断变化；表面存在化学元素丰度斑，就像其大气中可观测的垂直化学分层。
与Am星和Hg-Mn星类似，MCP星的化学组成特性也是强磁场修正过的原子扩散的结果[31]。
由于磁场结构和强度随着恒星表面变化，磁场可为化学斑提供一种解释。
MCP星是唯一具有确切磁场强度的CP星[32,33]，磁场强度约为0.1∼1T[34]。
然而在磁极点，磁场强度存在一个较低的下限0.03T[22]。
目前为止，确定的磁场强度范围为0.03∼3T。
人们在主序前A和B型星HerbigAe和Be星上发现了强度和几何学都与Ap星磁场相似的磁场[35,36]。
从而推测，这些磁星可能是Ap星的主序前起源星，而且其中一些恒星可能开始演化出Ap特性[37]。
MCP星化学组成特性随着年龄渐变[38]，在主序上的最后时期，因为恒星半径的增加导致恒星表面 磁场区域的减少，化学组成特性很快就消失。
Ap星约占光谱型在B8–A5范围内所有恒星的10%。
可以按照元素最明显的增强谱线对[39]Ap星进行分类(分别是以下元素的增强谱线：Mn,Si-4200,Si-Eu-Cr,Eu-Cr,Eu-CrSr,还有Sr)。
然而锐线Ap星具有高达0.1T的变化磁场[40]，谱线会受塞曼(Zeeman)展宽的影响。
考虑塞曼展宽，谱线强度位于常规的生长曲线上，巴耳末(Balmer)线谱线轮廓也很正常，而且谱线增强和电离电势之间没有普遍关联，谱线增强应该部分归咎于丰度异常，因此某些元素线的选择性增强就被排除了。
这样一来，仅仅考虑一些元素线的增强[41]进行分类就不够完善了。
Ap星表现为：已知最短周期为1.52d(HD26961)，缓慢的自转[42]、较低的SB比例[39]、周期变化的谱线强度(例如在α2CVn中，REE随着Cr线反相位变化，变化幅度与激磁电势和塞曼展宽都没有关系，而且弱线和强线都在变化[43])。
Ap星的双星比例是43%[44]，而双谱分光双星(SB2)的数目非常小，食双星更是少之又少。
在Renson和Manfroid(2009)[14]星表也只提及3个真实的Ap掩食系统烛星：V414Pup、HYVir和V892Cen。
在Bp星中，双星比例稍小(大约是20%)，目前只知道两个双谱Bp食双星：HD123335[45]和AOVel[46]，其周期分别是35.4d和1.58d。
Bp星的最短周期为1.58d。
Tokovinin聚星表[47] 4期 田晓慢，等：化学组成特殊星的概述与研究进展 411 中出现了6个Ap/Bp星。
但是这类星在短周期(短于5d)[44]双星中却异常稀有。
Ap/Bp星 在短周期双星中的缺席原因未知，但是可能为这些恒星的磁场起源提供很重要的信息。
关于其强磁场的起源，我们主要介绍两个与双星 有关的理论：质量交换理论和并合理论。
质量交换理 论认为强磁场的产生与带有对流包层的密近双星成员 星之间可能的质量交换有关系。
很多
Ap/Bp星在其寄主疏散星团中是“蓝离散星”[11,48,49]。
这个理论认为 MCP星是密近双星中角色转换的结果，并伴随着第
二 个成员星演化成不可视的、冷的、简并的和低光度的白矮星。
而Tutukov和Fedorova[50]认为，Ap/Bp星磁场 形成的主要理论应该是密近双星成员星并合理论。
并 合理论认为，Ap/Bp星是初始质量超过0.7M∼1M 的密近双星成员星并合的产物。
这些成员星具有强有 力的对流包层和强磁场，强磁场可能是其包层物质对 流运动的结果。
这种双星演化的决定性因素是成员星 的磁星风引起的轨道角动量损失，这将决定演化的途
径和后续的并合[51]。
演化中，一个观测上的重要过渡是 WUMa型相接双星阶段，此时恒星表现出强磁场的迹象[52]。
因此，在这个理论里，带有辐射包层的Ap/Bp星继承了带有对流包层的前身星的磁场。
这个理论的 并合过程如图1所示。
图1密近双星的并合过程[50] 密近双星并合的5个阶段，依次为：带有活动色球层的两个主序星－Algol阶段－WUMa双星阶段－磁亚巨星FKCom－质量超过1.5M的Ap/Bp星。
3.3Hg-Mn星Hg-Mn星是晚B型星，约占B型星的15%[4]。
其特征为：Mn、Hg、Fe峰元素和其他重 金属元素(例如Pt和Pb)的富丰度；标志性He贫丰度。
Hg-Mn星和Am星存在一些相似特性：缓慢的自转(νsini≤29km·s−1[53]，截断速度分别约为100和70∼80km·s−1)；丰度 异常随着自转速度的增加而增加；密近双星中的高组成率；一些以Am星和Hg-Mn星为主 星的双星具有同步旋转的伴星。
除了化学组成特殊外，一些Hg-Mn星还表现出某些元素不均匀的表面分布，例如，化学元素丰度斑的存在[54,55]。
很多恒星(例如αAnd[55,56]、66Eri[57]和ϕPhe[58])上进行的化学元素斑的多普勒(Doppler)成像结果显示，这些丰度斑似乎经过很长一段时间的演化[56]。
人们认为双星相互作用和磁场[55]可能是化学元素斑的原因。
化学元 素斑起源及演化的具体原因还未知。
普遍认为Hg-Mn星没有显著的磁场，关于磁场存在的探测存在很多争议，历史上的磁场搜寻都未探测到信号[59]。
Auri´ere等人[60]和Makaganiuk等人[61]分别进行了更高精度的Hg-Mn星磁场搜寻，都没有发现任何介于10−4∼10−3T之间 不确定的探测信号。
在探测到化学元素斑的单颗恒星中，也没有发现强度介于10−4∼10−3T的磁场[57,58,。
如果62–64]Hg-Mn星中真的存在磁场，其强度一定小于10−4T。
目前，已知大约150个Hg-Mn星，其中大部分是在年轻星协(例如Sco-Cen，Orion，OB1，或者AurOB1星协)中发现的。
第9个SB轨道表[65]中探测到带有晚B型主星的SB。
具有 412 天文学进展 33卷 星等高达V≈7且缓慢自转(νsini<70km·s−1)的晚B型星主星，并且轨道周期在3∼20d范围内的22个SB中，除HR7241外所有SB的主星都具有Hg-Mn特性。
这预示着Hg-Mn特性和双星成员星之间有强烈的关联。
基于这个事实，双星中形成的缓慢自转的晚B型星可能演化成Hg-Mn星。
Hg-Mn星的双星比例高达90%[4,5]，周期倾向于3∼20d[66]。
上主序上具有Hg-Mn主星的分光双星的恒星大气，表现出某一化学元素异常(例如
P、Mn、Ga、Br、Sr、
Y、Zr、Rh、Pd、Xe、Pr、Yb、Yb、
W、Re、Os、Pt、Au、Hg的富丰度，以及He、Al、Zn、Ni、Co的贫丰度)[67]。
2010年，Hubrig等人[3]已经对这些SB进行了光谱研究。
他们探测到化学元素Ca、Pt和Hg的强烈的同位素异常[68–70]。
也有很多的Hg-Mn星属于三星甚至四星系统[
6,。
7]散斑干涉法观测的30个SB中，其中15个有2个以上的成员星。
在4个其他的Hg-Mn分光双星(HD11905、HD34364、HD78316和HD141556)中发现了第三成员星存在的间接证据。
进一步证明Hg-Mn星频繁出现在三星系统中的证据是ROSAT巡天[71]。
3.4λBoots星 在所有A型－早F型星、LK星、V星中，显著贫金属的无磁星族I星体－λBoots星只约占1%。
从an等人[72]于1943第一次描述这类星的原型(λBoots)以来，这类星被称为λBoots星[73]。
70多年的时间里，这类星不断改变我们对恒星演化和质量损失的认识。
从UV到IR波段的高质量光谱分光和测光数据的积累、λBoots星附近脉动的探测以及有效恒星模型和大气准则的可获取性，极大地增加了人们对这类星的兴趣。
在1981年第23届Liege讨论会上，Cowley强调，在目前的观测中λBoots的出现是毫无理论性的，他认为这类星的缺乏和不均一可能由星际介质的丰度波动所引起[74]。
1986年，Dworetsky[75]在Crimea会议中，给出了这些星很少的一些谱线。
基于这些恒星的UV特性，hiaro等人[76]提出一个筛选λBoots星的方法，Baschek等人[77]对此方法做进一步改善。
在与已知λBoots星相似且具有确定Geneva光学系统颜色指数的恒星中进行新的λBoots烛星的搜寻中，Hauck[78]筛选出了11个已知金属匮乏星和6个新测光金属匮乏星。
近些年，关于这类星的研究越来越多。
现在已经得到一些λBoots烛星列表。
这类星的光谱被弱金属线所标记，光谱异常地不均匀，具有中等自转速度以及常规 空间速度(以此可从水平分支的弱线星族II恒星中区分出λBoots星)。
在TD1卫星上的S2/68实验所搜集的光谱以及IUE低分辨率光谱上，λBoots星表现出特有的强烈吸收特性。
Baschek和Searle[79]获得光学范围内可理解的λBoots星元素中度缺乏现象。
目前已知属于这类星的恒星还相当少，只有12个[9]。
关于它们的双星比例，我们更是一无所知。
可以总结性地说，λBoots星代表了一个不明确的CP次型。
需要大量的光谱观测来决定，是否一个与λBoots星本身类似的金属匮乏星可以被定义为同类组。
也许这个星群只是一些不均匀和未解的金属匮乏星。
实际上，这个次型恒星的筛选标准依然是一个开放性的问题。
甚至，在A型星中，金属匮乏是λBoots唯一的特性。
1983年，Michaud等人[26]给出了唯一趋近这个低金属丰度问题的理论。
总之，要想进一步了解λBoots星，金属匮乏星的综合性研究是十分必要的。
4期 田晓慢，等：化学组成特殊星的概述与研究进展 413 3.5He异常星 He异常星，由相对其颜色He丰度异常的恒星组成，在这类星中曾检测到磁场的存在。
可依据He线强度、磁场的有无或者光谱变化对它们进行分类。
依照光谱变化，He异常星被分为He富星(光谱型为B2)和He弱星(光谱型为B8)[80]。
He富星是星族I主序星，被认为是CP星最热的延展，为了与其他星群中高度演化的极端He富星区分开来，也被称为中等He富星。
He富星缓慢自转且没有Heα发射，但发射线里存在CIV共振线。
在He富星HD96446中发现贫丰度的氧[81]，在3个He富星中发现了富丰度的氧[82]。
He弱星大部分属于主序星，但是也有一些是巨星[83]。
He弱星具有异常的He同位素比例He3/He4，特别地，具有最高富丰度的He3。
一些He弱星中，其他元素的丰度异常比He元素还要显著，以此为基础，Baschek(1975)[84]将He弱星分为以下次型：P-Ga星(非变星)，Si和Sr-Ti星(一些是变星)。
He异常星的光谱分类是很难的，而因恒星颜色会受元素富丰度影响而变化，所以基于测光指数的分类也不准确。
He异常星都适用的一般特性[85,86]主要有四点：
(1)集中在银河系赤道附近。
(2)既在场星又在星云中出现，这表明，He丰度异常不是初始结构影响的结果，而是恒星生命过程中产生的现象。
(3)投影自转速度大多比相同类型的常规星要小，自转速度的分布显示，很多这类星的自转速度νsini<60km·s−
1。
(4)在He富和He弱星之间探测到He线的光谱变化主要集中在磁星中[87]；这种变化可以将恒星剔除出一个次型，变成另一个次型的成员；通常，即 使在He变星中也很难发生这样的变化。
4化学组成特殊星的起源 在过去的几十年里，人们提出很多理论来解释CP星的起源。
1965年，Fowler等人[48]提出演化中主序后阶段恒星内部核合成理论；随后Guthrie[88]讨论了另一个可能的解释：超新星伴星所带来的表面污染，即超新星理论[42]；另外两个非核过程的理论分别是1970年Michaud等人提出的扩散理论[89]和1971年Havenes与Conti[90]提出的星际介质的选择性磁场累积理论；Cowley于1977年[91]详细探究了碰撞理论。
以下我们将对这五种主要的理论进行介绍。
4.1核合成理论 核合成理论[48]，是指异常丰度可能建立在具有简并核的恒星内部，其核过程是由表面散裂反应或者爆炸核合成产生的。
Fowler等人认为，Ap星从巨星阶段回到邻近主序过程中只有很少的质量损失，这与由其他成员星确定的演化相矛盾。
恒星回到主序阶段，相对质量而言它们具有常规光度，同时在经过内部原子能转移及和表面物质的混合之后留在主序阶段。
这些巨星后天体留在主序阶段的时间约为3×107a，主序常规A0星的总年龄约3×108a。
这表明，所有一定质量的恒星都要经过一个Ap星阶段。
如果这是正确的，邻近主序阶段的巨星后天体时期将更长。
一个替代方案则认为Ap星是密近双星的成员，其中伴星和Ap星分别被指定为主星和次星，主星的原始质量最大且演化程度最高。
在主星的巨星阶段，内部 414 天文学进展 33卷 核子转移的物质和表面物质混合在一起，主星失去质量；一些物质就以这种方式遗失在空间中，另一些物质则从表面运输到Ap星上。
主星现在成为一个白矮星。
这解释了Ap星只能在主星的一个区域被观测到的原因：因为主星的最初质量最大，所以就很难观测到早期光谱型的Ap星。
在晚型星中，任何因伴星质量转移而导致的异常丰度都将被深流区稀释；因此从主序演化之后，Ap星的异常丰度将被稀释，此时将产生具有相似丰度异常的Ap星衍生物。
如果认为表面物质的大量散裂及混合发生在较浅的大气层里，那么引起丰度异常事件的顺序应该是：表面过程发生在内部产物被运输到表面之前。
这个理论与很多观测事实不一致，而且事实上并不是所有丰度都是从核合成得来的，所以人们已经抛弃这个理论。
4.2超新星理论Heuvel[42]指出，如果在巨星后阶段，通过超新星爆发主星可能会在比轨道周期要短的时 间内损失超过一半的质量，一般情况下，这将导致轨道长轴的增加或者两个成员星的分离。
后一种情况下，次星会以比原始轨道速度稍微小的空间速度喷射出去。
完全分离的条件[92]意味着，主星的光谱型大多应该早于B4型。
超新星爆发最初只会发生在光谱型早于B8的恒星中[93]。
在这些条件的基础上，Heuvel用超新星理论讨论了当时CP星的三个次型：
(1)“逃逸”星，主星光谱型早于B4而且是完全分离双星；
(2)Ap星，主星光谱型在B4和B8之间；
(3)金属线星，主星光谱型晚于B8，观测为SB[23]。
如果超新星理论是正确的，它应该考虑“逃逸”星中双星的缺失[92]和年龄比3×108a要小的星云中金属线星的缺失[94]。
另外一个问题是，在主星到达爆前超新星红巨星阶段，两个成员星并没有靠近到足够使第一个拉格朗日(Lagrangian)点限制主星半径的程度，这样就无法解释喷射(速度100km·s−1)之后巨大的空间速度。
Blaauw[92]认为，主星是主序前就爆发的大质量(大约250M)原星，这可以解释“逃逸”星的特性。
然而，这样一来，就需要确定在早于主星光谱型的双星中到底发生了什么。
或许，它们是因喷射速度小于100km·s−1而被遗漏的Ap星。
超新星理论关于金属线星的解释也存在异议。
金属线星是周期大多较短的双星[23]。
就目前其轨道尺寸而言，主星不可能在到达洛希(Roche)界限之前就已经膨胀到巨星阶段。
一个可能是，在此之前第三天体已经开始转移质量给双星。
然而，我们知道金属线星占据A型星的20%，而三星系统的演化是不是常规到必须考虑这个比例，也需要进一步求证。
另外一个可能是，双星的轨道尺寸本来较大，主星缓慢的质量损失使轨道尺寸变小了[95]。
这样我们就必须找到质量缓慢损失的合理机制。
普遍认为Ap星中的丰度异常是表面现象，而较大的丰度缺乏则是核子反应的结果。
在此基础上，质量转移超新星理论的最大优势是可以提出至少四种产生表面核反应的方式，即：
(1)超新星的γ辐射会诱发次星表面的核反应；
(2)超新星辐射会加热次星空气，热核反应会发生在次星表面；
(3)原子量为40、移动速度为5000km·s−1的原子的动能是5MeV，这足以诱发次星表面的核反应；
(4)Ap星的磁场可能是从主星巨星阶段或超新星爆发阶段转移来的，已经在红巨星和超新星中发现磁场。
4期 田晓慢，等：化学组成特殊星的概述与研究进展 415 4.3扩散理论辐射压诱发的扩散机制[89]，可以在一定程度上解释Ap星的元素丰度异常现象。
Ap星 的磁场可能会促使大气保持稳定。
扩散机制至少可以使增强元素集中分布在恒星大气中，而不是下沉到恒星内部。
现在，辐射扩散是在CP星大气中运转最有效的机制。
依照这个理论，导致元素分离的有效过程是重力沉陷和辐射压诱导的向上扩散之间的微妙平衡。
只受其中一种力作用的元素会被驱使到恒星大气的底部或者顶部，分别产生贫丰度或者富丰度。
重力沉陷可能会减小恒星中的重金属丰度。
假定大气足够稳定，扩散过程是主要过程，重力沉陷将导致He、Ne和O贫丰度，辐射压将导致Mn、Sr、
Y、Zr和REE的富丰度。
Browne[96]发现扩散过程或许可以解释磁星中富丰度的周期变化。
与其他核子模型不同，扩散理论的预测取决于θeff(θeff=5040/Teff)。
它预测到在给出的恒星中Sr、Y和Zr应该有不同表现，也预测到周期变化的中等富丰度斑的存在。
然而很多理论家对这个理论所需的恒星大气的高稳定性提出怀疑。
事实上，扩散速度大概是1cm·s−
1，因此扩散很容易受到表面扰动的干扰。
4.4磁场累积理论 1971年，Havnes和Conti[97]提出磁场累积理论来解释磁Ap星中元素的表面分布和异常丰度。
这个理论的描述是，恒星大气层磁场利用恒星自转选择性地从星际介质中俘获原子。
在这些恒星附近分布的主要是电离化的原子，在原子被磁场捕获的地方将发生进一步的电离。
被捕获的原子开始进入周期性的轨道，并在轨道上沿着磁线旋转。
由于磁镜效应，磁轴附近的原子发生偏转。
最终原子依靠扩散机制从大气层磁场转移到恒星表面，形成异常丰度。
在统一星际介质假设中，磁场累积理论得到了发展。
这个模型可以产生磁星表面的异常丰度。
如果将不同类的星际介质的并发现象(例如在巨星形成中某些部分)考虑进来，可能得到更多外来元素的增强和匮乏。
磁场累积理论可以定性解释磁星的异常丰度和最大富丰度优先发生在最重的金属附近的现象，也就是可以解释原型α2CVn中较弱磁轴附近重金属的浓度。
磁场累积模型可根据磁场的结构和强度、自转速度以及磁轴与自转轴的夹角β，预测不同恒星的异常丰度。
并成功预测到：磁星中REE的极大增强、铁族元素和Si的中等增强以及He和O的缺乏；还预测到一般情况下，自转最慢的磁星与星际介质的相互作用可能最大，而且还会出现最大的富丰度。
HR465(HD9996)的周期是23a，这是目前已知的最长周期[98]。
在这个恒星中，REE也是极其丰富的[99]，而且有三分之一的谱线仍未确认。
和磁场随周期自转(大约几天)而变化的恒星相比，周期最长的Ap星，明显具有更大规模的异常丰度。
这与上述预测相符。
磁场累积模型的重要意义是很明显的。
对于很多Ap星来说，可以通过这个模型得到更多磁场结构、异常丰度、磁强化效应、表面分布和周期等数据。
然而不足的是，还不能对这些预测进行测试查证；同时这个理论与扩散理论面临同样的问题：如果混合速度大于10−3cm·s−
1，扩散将不能运转，对恒星大气层磁场来说，原子将无法转移到恒星表面。
必须指出的是，辐射垂直向上扩散形成大气顶部离子的存在，这才是最严峻的问题；还要考虑累积机制和扩散机制不可能同时在磁星中运转；另外，我们并不清楚大气层磁场选择性俘获原子的机制。
416 天文学进展 33卷 4.5碰撞理论碰撞理论[91]的描述是：上主序星的化学元素异常应该归因于行星或者微行星的陨落。
上 主序恒星表面的微行星碰撞，可以给表面组成带来本质性改变。
CP星的很多特性都与碰撞理论相一致。
碰撞理论为理解CP星的很多特性提供了定性依据。
Cowley指出这个理论存在一些劣势[91]，例如，碰撞理论不能解释以下现象：
(1)CP星上观测到的贫丰度；
(2)伴随铁元素的缺乏，锰元素(和其他元素)的富丰度；
(3)变化的He同位素构成与变化的Hg同位素丰度(“汞问题”)。
尽管如此，仍不能轻易放弃这个理论，因为如果可以和其他起源机制一起作用，碰撞理论的前景还是光明的。
虽然各种理论仍在深入研究，目前还没有一个确定的理论可以解释CP现象。
要想准确地解释CP现象，需要更多的观测数据、测量参数和模型的测试。
5总结和展望 CP星是一类化学元素组成特殊的恒星。
CP星主要被分成5大类，即Am星、磁CP星、Hg-Mn星、λBoots星和He异常星。
Am星、磁CP星和Hg-Mn星的研究相对较多，而λBoots星和He异常星的研究还很少。
CP星为何会存在区别于正常A型和B型主序星的化学元素丰度？它们是如何形成的？这些问题一直没有得到很好的解释。
从最初的核合成理论到超新星理论、扩散理论、磁场累积理论和碰撞理论等，研究者们进行过多种尝试来解释CP现象，但仍没有一个确定的理论可以解释所有的CP现象。
想要准确地解释CP现象，可能需要多种理论的结合，同时也需要大量CP星的观测事实来支撑。
未来大规模巡天数据的释放以及观测技术的不断提升，将为CP星的研究提供大量的实测基础。
自CP星上发现强磁场以来，这类星就受到广泛关注，然而并不是所有的CP星都具有强磁场。
在各类CP星中，只有磁CP星带有强磁场，磁场强度范围是0.3∼3T。
其他的几类只有弱磁场，甚至没有发现有磁场。
不管是磁CP星还是非磁CP星，它们的双星比例都很可观。
至少90%的Am星属于分光双星，这些Am双星的轨道周期大多在1.2∼100d范围内，有很大一部分属于食双星。
Hg-Mn星的双星比例也高达90%，周期范围在3∼20d，很多还存在于三星甚至四星系统中。
磁CP星的双星比例虽然没有前两类多，Ap星双星占43%，Bp星双星占20%，但密近双星的并合很有可能是产生磁CP星强磁场的原因。
综上所述，CP星和双星有着密切的联系，对含有CP星的双星以及可能演化成CP星的双星进行研究，将会是解开CP现象的一个重要途径；另外，作为双星的成员，特别是食双星的成员，人们可以获得更多CP星的精确基本物理参量，了解它们所处的各种结构演化状态，从而更好地探究CP星的本质及其形成和演化。
未来对含有CP星的双星以及可能演化成CP星的双星进行系统研究，将会是解释CP现象的一个有效途径。
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2,ZHULi-ying1,
2 (1.YunnanObservatories,ChineseAcademyofSciences,Kunming650216,China;
2.UniversityofChineseAcademyofSciences,Beijing100049,China) Abstract:Chemicallypeculiarstars(CPstar)arethestarsinthespectraofwhichlinesofsomeelementsareabnormallystrongorweak.MostofthemaremainsequenceAandBtypestars.Bynow,theresearchoftheCPstaralsoisverylittleinChina.Inthepresentpaper,weintroducethecharacteristics,classificationandmainoriginaltheoriesofCPstars.Atthesametime,adetailedintroductionofthemainlysubclassesoftheCPstarsisgiven,suchasAmstar,Hg-Mnstar,icCPstarandsoon.StrongicfiledhasbeenfoundinCPstar(icCPstar),butnotallCPstarareicCPstar.ForAmstarandHg-Mnstar,justweakicfield(2×10−5T)ornoicfiledwasdetected.TheoriginofCPstarstillisaproblemforus.Eventhoughtherearemanytheoriestryingtoexploreit,nooneistotalyuratesofar.ThepercentageofCPstarsinthebinariesisreallyhigh.Forexample,90%AmandHg-Mnstarsareinthebinarysystems,andforApandBpstar,thepercentageis43%and20%respectively.ThebinaryenvironmentprovidesabundantinformationofCPstar,especiallywhentheCPstarisponentofaneclipsingbinary,manyimportantphysicalquantities,suchasmassandradius,canbedeterminedinhighprecision.Inaddition,themasstransferandthestellarmergerhappenedinthebinarysystemsmaybethemainreasonswhichcausethepeculiarelementsabundanceandformthestrongicfieldintheCPstars.Therefore,thestudyoftheCP-starbinariesareparticularlyimportantforunderstandingtheformationandevolutionofthisspecialobjects.Inthefuture,ThesystematicinvestigationoftheCP-starbinariesandtheprogenitorbinariesofCPstarswillbeacrucialwaytorevealthenatureoftheCPphenomenon. Keywords:Binaries;Chemicallypeculiarstar;icfield
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