Быстро колеблющаяся Ар-звезда
Быстро колеблющиеся Ap-звезды (roAp-звезды) представляют собой подтип класса Ap-звезд , которые демонстрируют кратковременные быстрые фотометрические или лучевые изменения скорости . Известные периоды варьируются от 5 до 23 минут. Они лежат в δ Щита полосе нестабильности на главной последовательности .
Открытие
[ редактировать ]Первой открытой звездой roAp была HD 101065 ( Звезда Пшибыльского ) в 1961 году. [ 1 ] Колебания были обнаружены Дональдом Курцем с помощью 20-дюймового (510 мм) телескопа Южноафриканской астрономической обсерватории , который увидел 10–20-миллиметровые вариации кривой блеска звезды с периодом 12,15 минут.
Классификация
[ редактировать ]Звезды roAp иногда называют быстро колеблющимися α-звездами. 2 Разнообразные охотничьи собаки. [ 2 ] И звезды roAp, и некоторые α 2 Переменные CVn лежат в полосе нестабильности δ Щита и являются магнитными химически пекулярными звездами , но звезды roAp имеют очень короткие периоды, менее часа.
Колебания
[ редактировать ]Звезды roAp колеблются в режимах высокого обертона, низкой степени и нерадиального давления. Обычной моделью, которая используется для объяснения поведения этих пульсаций, является модель наклонного пульсатора. [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] В этой модели ось пульсации совмещена с магнитной осью, что может приводить к модуляции амплитуды пульсации в зависимости от ориентации оси на луче зрения, поскольку она меняется при вращении. Очевидная связь между магнитной осью и осью пульсаций дает ключ к пониманию природы механизма пульсаций. Поскольку звезды roAp, по-видимому, занимают главной последовательности конец δ Щита полосы нестабильности , было высказано предположение, что движущий механизм может быть аналогичным, то есть механизмом непрозрачности , действующим в водорода зоне ионизации . Невозможно создать стандартную модель пульсации для возбуждения колебаний типа roAp с помощью механизма непрозрачности. Поскольку магнитное поле кажется важным, исследования учли это при построении нестандартных моделей пульсаций. Было высказано предположение, что эти моды возникают из-за подавления конвекции сильным магнитным полем вблизи магнитных полюсов этих звезд. [ 6 ] что могло бы объяснить совмещение оси пульсации с магнитной осью. Рассчитана полоса нестабильности для звезд roAp: [ 7 ] что согласовывалось с положениями на диаграмме Герцшпрунга-Рассела звезд roAp, открытых к этому моменту, но предсказывало существование пульсаторов с более длинным периодом среди более развитых звезд roAp. Такой пульсатор был обнаружен у HD 177765. [ 8 ] у которой самый длинный период пульсации среди звезд roAp - 23,6 минуты.
Большинство звезд roAp было обнаружено с помощью небольших телескопов для наблюдения небольших изменений амплитуды, вызванных пульсацией звезды. Однако такие пульсации также можно наблюдать, измеряя изменения лучевой скорости чувствительных линий, таких как неодим или празеодим . Некоторые линии не пульсируют, например, железо . Считается, что наибольшая амплитуда пульсаций наблюдается высоко в атмосферах этих звезд, где плотность ниже. В результате спектральные линии , образованные элементами , которые радиационно левитируют высоко в атмосфере, вероятно, будут наиболее чувствительны к измерению пульсации, тогда как линии таких элементов, как железо , которые гравитационно оседают, как ожидается, не будут демонстрировать радиальные линии. вариации скорости.
Список выявленных звезд roAp
[ редактировать ]| Имя звезды | V magnitude | Спектральный тип | Период (минуты) |
|---|---|---|---|
| HD 177765 | 9.1 | Ап | 23.6 |
| АП Скл, HD 6532 | 8.45 | АП СрЭуКр | 7.1 |
| ЧБ Цет, HD 9289 | 9.38 | Уилл-старший | 10.5 |
| БН Цет, HD 12098 | 8.07 | Ф0 | 7.61 |
| HD 12932 | 10.25 | АП СрЭуКр | 11.6 |
| БТ Хии, HD 19918 | 9.34 | АП СрЭуКр | 14.5 |
| ДО Эри , HD 24712 | 6.00 | Ап СрЭу(Cr) | 6.2 |
| УФ Леп, HD 42659 | 6.77 | Вокруг СРКрЭУ | 9.7 |
| HD 60435 | 8.89 | Ап, сэр (я) | 9.7 |
| LX Хья, HD 80316 | 7.78 | Ап, сэр (я) | 11.4–23.5 |
| ИМ Вел, HD 83368 | 6.17 | АП СрЭуКр | 11.6 |
| AI Муравей, HD 84041 | 9.33 | АП СрЭуКр | 15.0 |
| HD 86181 | 9.32 | Ап-старший | 6.2 |
| HD 99563 | 8.16 | Ф0 | 10.7 |
| Звезда Пшибыльского , HD 101065 | 7.99 | спорный | 12.1 |
| HD 116114 | 7.02 | Ап | 21.3 |
| ЛЗ Хья, HD 119027 | 10.02 | Ап СрЭу(Cr) | 8.7 |
| ПП Вир, HD 122970 | 8.31 | неизвестный | 11.1 |
| α Цир , HD 128898 | 3.20 | Ап СрЭу(Cr) | 6.8 |
| Привет Либ, HD 134214 | 7.46 | Ап СрЭу(Cr) | 5.6 |
| βCrB , HD 137909 | 3.68 | F0p | 16.2 |
| ГЗ Либ , HD 137949 | 6.67 | АП СрЭуКр | 8.3 |
| HD 150562 | 9.82 | А/Ф(п I) | 10.8 |
| HD 154708 | 8.76 | Ап | 8.0 |
| HD 161459 | 10.33 | АП EuSrCr | 12.0 |
| HD 166473 | 7.92 | АП СрЭуКр | 8.8 |
| 10 Разум , HD 176232 | 5.89 | Ф0п СрЕу | 11.6 |
| HD 185256 | 9.94 | Ап-старший(EuCr) | 10.2 |
| СК Октябрь, HD 190290 | 9.91 | АП EuSr | 7.3 |
| QR-тел.: HD 193756. | 9.20 | Вокруг СРКрЭУ | 13.0 |
| Кепка AW, HD 196470 | 9.72 | Ап СрЭу(Cr) | 10.8 |
| γ Equ , HD 201601 | 4.68 | F0p | 12.4 |
| Би-микрофон, HD 203932 | 8.82 | Ап СрЭу | 5.9 |
| ММ Акр, HD 213637 | 9.61 | А(п EuSrCr) | 11.5 |
| БП Грю, HD 217522 | 7.53 | Ар(Si)Cr | 13.9 |
| CN Тук, HD 218495 | 9.36 | АП EuSr | 7.4 |
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Курц, Д.В. (1978). «12,15-минутные изменения блеска звезды Пшибыльского, HD 101065». Информационный бюллетень о переменных звездах . 1436 : 1. Бибкод : 1978IBVS.1436....1K .
- ^ Самус, Нью-Йорк; Дурлевич О.В.; и др. (2009). «Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Самус + 2007–2013)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 . Бибкод : 2009yCat....102025S .
- ^ Курц, Д.В. (1982). «Быстро колеблющиеся AP-звезды» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 200 (3): 807. Бибкод : 1982MNRAS.200..807K . дои : 10.1093/mnras/200.3.807 .
- ^ Сибахаси, Хиромото; Таката, Масао (1993). «Теория искаженных дипольных мод быстро колеблющихся AP-звезд: уточнение модели наклонного пульсатора». Публикации Астрономического общества Японии . 45 : 617. Бибкод : 1993PASJ...45..617S .
- ^ Биго, Л.; Дзембовский, Вашингтон (2002). «Возвращение к модели косого пульсатора» . Астрономия и астрофизика . 391 : 235. Бибкод : 2002A&A...391..235B . дои : 10.1051/0004-6361:20020824 .
- ^ Балмфорт, Нью-Джерси; Кунья, Миссисипи; Долез, Н.; Гоф, ДО; Воклер, С. (2001). «О механизме возбуждения в roAp-звездах» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 323 (2): 362. Бибкод : 2001MNRAS.323..362B . дои : 10.1046/j.1365-8711.2001.04182.x .
- ^ Кунья, Маргарида С. (2002). «Теоретическая полоса нестабильности для быстро колеблющихся Ар-звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 333 (1): 47. Бибкод : 2002MNRAS.333...47C . дои : 10.1046/j.1365-8711.2002.05377.x .
- ^ Алентьев Д.; Кочухов О.; Рябчикова Т.; Кунья, М.; Цымбал В.; Вайс, В. (2012). «Открытие быстро колеблющейся Ap-звезды с самым длинным периодом HD 177765★» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 421 (1): Л82–Л86. arXiv : 1112.4473 . Бибкод : 2012MNRAS.421L..82A . дои : 10.1111/j.1745-3933.2011.01211.x . S2CID 117092062 .
- ^ Балона, Луизиана (2022 г.). «Быстро колеблющиеся звезды главной последовательности TESS AF: являются ли звезды roAp отдельным классом?» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 510 (4): 5743. arXiv : 2109.02246 . Бибкод : 2022MNRAS.510.5743B . дои : 10.1093/mnras/stac011 .
