Звезды Ap и Bp
Звезды Ap и Bp — это химически пекулярные звезды (отсюда и «p») спектральных классов A и B, в которых наблюдается избыток некоторых металлов, таких как стронций , хром или европий . Кроме того, большие избытки часто наблюдаются в празеодиме и неодиме . Эти звезды имеют гораздо более медленное вращение, чем обычно для звезд A- и B-типов , хотя некоторые демонстрируют скорости вращения примерно до 100 километров в секунду.
Магнитные поля
[ редактировать ]Звезды Ap и Bp имеют более сильные магнитные поля , чем классические звезды A- или B-типа; в случае HD 215441 достигает 33,5 кГ ( 3,35 Т ). [1] Обычно магнитное поле этих звезд лежит в диапазоне от нескольких кГс до десятков кГс. В большинстве случаев поле, смоделированное как простой диполь, является хорошим приближением и объясняет, почему существует кажущееся периодическое изменение магнитного поля, как если бы такое поле не было выровнено с осью вращения — напряженность поля будет меняться по мере вращения звезды. В подтверждение этой теории было отмечено, что изменения магнитного поля обратно коррелируют со скоростью вращения. [2] Эта модель диполярного поля, в которой магнитная ось смещена относительно оси вращения, известна как модель наклонного ротатора .
Происхождение таких сильных магнитных полей у Ар-звезд проблематично, и для их объяснения были предложены две теории. Первая — это гипотеза ископаемого поля , в которой поле является реликтом исходного поля в межзвездной среде (МЗС). В МЗС достаточно магнитного поля, чтобы создать такие сильные магнитные поля — на самом деле настолько, что теорию амбиполярной диффузии приходится использовать , чтобы уменьшить поле в нормальных звездах. Эта теория требует, чтобы поле оставалось стабильным в течение длительного периода времени, и неясно, может ли такое наклонно вращающееся поле сделать это. Другая проблема этой теории состоит в том, чтобы объяснить, почему лишь небольшая часть звезд А-типа демонстрирует такую высокую напряженность поля. Другая теория генерации — это действие динамо во вращающихся ядрах Ар-звезд; однако наклонная природа поля пока не может быть создана с помощью этой модели, поскольку неизменно получается поле, либо выровненное по оси вращения, либо расположенное под углом 90 ° к ней. Также неясно, возможно ли с помощью этого объяснения генерировать такие большие дипольные поля из-за медленного вращения звезды. Хотя это можно объяснить, используя быстро вращающееся ядро с высоким градиентом вращения к поверхности, маловероятно, что в результате возникнет упорядоченное осесимметричное поле. [3]
Места изобилия
[ редактировать ]Показано, что пространственное расположение химических избытков связано с геометрией магнитного поля.Некоторые из этих звезд показали изменения лучевой скорости , возникающие в результате пульсаций продолжительностью в несколько минут. высокого разрешения спектроскопия Для изучения этих звезд используется , а также доплеровская визуализация , которая использует вращение для построения карты поверхности звезды. Эти участки переизбытка часто называют пятнами изобилия . [4]
Быстро колеблющиеся Ар-звезды
[ редактировать ]Подмножество этого класса звезд, называемое быстро колеблющимися звездами Ар (roAp) , демонстрирует кратковременные фотометрические вариации миллизвездной величины и вариации лучевых скоростей спектральных линий. Впервые они наблюдались у весьма пекулярной Ар-звезды HD 101065 ( звезда Пшибыльского ). [5] Эти звезды лежат в нижней части полосы нестабильности Дельта Щита на главной последовательности. В настоящее время известно 35 звезд roAp. Периоды пульсации этих осцилляторов составляют от 5 до 21 минуты. Звезды пульсируют в высоких обертонных, нерадиальных модах давления. [6]
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Бэбкок, Гораций В. (1960). «Магнитное поле HD 215441 мощностью 34 КИЛОГАУССА». Астрофизический журнал . 132 : 521. Бибкод : 1960ApJ...132..521B . дои : 10.1086/146960 .
- ^ Ландстрит, Джей Ди; Багнуло, С; Андретта, В; Фоссати, Л; Мейсон, Э; Силай, Дж; Уэйд, Джорджия (2007). «В поисках связи между магнитными полями и звездной эволюцией: II. Эволюция магнитных полей, выявленная наблюдениями Ар-звезд в рассеянных скоплениях и ассоциациях». Астрономия и астрофизика . 470 (2): 685. arXiv : 0706.0330 . Бибкод : 2007A&A...470..685L . дои : 10.1051/0004-6361:20077343 . S2CID 15591645 .
- ^ Дэвид Ф. Грей (17 ноября 2005 г.). Наблюдение и анализ звездных фотосфер . Издательство Кембриджского университета. стр. 13–. ISBN 978-0-521-85186-2 .
- ^ Кочухов, Олег (2011). «Пятна на Ап-звездах». Физика Солнца и звездных пятен . 273 : 249. arXiv : 1010.0264 . Бибкод : 2011IAUS..273..249K . дои : 10.1017/S1743921311015328 . S2CID 118436816 .
- ^ Курц, Д.В. (1978). «12,15-минутные изменения блеска звезды Пшибыльского, HD 101065». Информационный бюллетень о переменных звездах . 1436 : 1. Бибкод : 1978IBVS.1436....1K .
- ^ Мерфи, Саймон Дж.; Сайо, Хидеюки; Такада-Хидаи, Масахидэ; Курц, Дональд В.; Сибахаси, Хиромото; Таката, Масао; Привет, Дэниел Р. (2020). «О первом гибридном пульсаторе δ SCT-roAp и стабильности p- и g-мод в химически пекулярных A/F-звездах» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 498 (3): 4272. arXiv : 2009.00730 . Бибкод : 2020MNRAS.498.4272M . дои : 10.1093/mnras/staa2667 .
