Ap-звезда

Ap и Bp звёзды — пекулярные звёзды (отсюда и р в названии) спектральных типов А и B, в спектрах которых резко усилены линии некоторых редкоземельных металлов, таких как стронций, хром и европий, а также иногда празеодим и неодим. Повышение обилия тяжелых элементов в атмосферах таких звезд можно понять, если допустить вынос из недр на поверхность вещества, богатого элементами, образующимися за счет быстрого захвата нейтронов ядрами атомов (R-процесс), когда новообразованное в процессе нейтронного захвата ядро не успевает распасться до поглощения еще одного нейтрона.^[1].Эти звезды вращаяются значительно медленнее, чем обычные звёзды спектральных классов А и В, хотя некоторые скорости вращения достигают ≈100 км/с.

Магнитные поля

Ap и Bp звёзды также имеют сильные магнитные поля, значительно большие чем у классических звёзд B-типа, в случае HD 215441, достигая 33.5 килогаусс (3.35 T)^[2]. Обычно магнитные поля этих звезд находится в диапазоне от нескольких кГс до десятков кГс. В большинстве случаев поле, которое моделируется как простой диполь, является хорошим приближением и служит объяснением того, почему существуют явные периодические изменения в магнитном поле, как будто такие поля не совпадают с осью вращения: напряженность такого поля будет меняться, по мере вращения звезды. В поддержку этой теории было отмечено, что напряжённость магнитного поля обратно пропорциональна скорости вращения^[3]. Эта модель дипольного поля, в которых магнитная ось смещена к оси вращения, называется модель наклонного ротатора (oblique rotator model). В ряде случаев наблюдается более двух магнитных полюсов^[4].

Происхождение таких высоких магнитных полей в Ар-звёздах является дискуссионым вопросом и были предложены две теории для того, чтобы объяснить такие высокие напряженности магнитного поля. Первой из них является гипотеза реликтовых областей, в которой магнитное поле является начальным полем межзвёздного газа. Существует достаточное магнитное поле в межзвёздной среде для создания таких сильных магнитных полях, причём настолько сильные, что эта теория может использоваться для объяснения сохранения поля и в обычных звездах. Эта теория требует, чтобы области оставались стабильными в течение длительного периода времени, но неясно, будет ли такое наклонно вращающееся поле оставаться стабильным долгое время. Ещё одна проблема этой теории невозможность объяснить, почему лишь небольшая часть звезд A-класса обладают этими мощными полями. Другая теория основывается на динамо-эффекте внутри вращающихся ядер Ар-звезд, однако наклонная природа поля не может быть объяснена в рамках этой модели, так как согласно ей либо направление магнитного поля придёт в соответствие с осью вращения, или повернётся на 90°. Неясно также в рамках этого объяснения, можно ли получить такие большие дипольные поля, при медленном вращении звезды. Хотя это можно объяснить, ссылаясь на быстрое вращание ядра с высоким градиентом вращения на поверхности, но это маловероятно.

Обилие пятен

Некоторые из этих звезд показывают, изменения лучевых скоростей, вытекающих из пульсаций с частотой в несколько минут. Для изучения этих звезд спектроскопия высокого разрешения используется вместе с допплерографией (доплеровским построением изображения), которая использует вращение, чтобы построить карту поверхности звезды. Эти изображения показывают обилие пятен.

Быстро осциллирующее Ар-звезды

Подмножество этого класса звезд, называемых RoAp-звезды показывают краткосрочные фотометрические вариации яркостей (порядка 0,01^m) и изменения лучевых скоростей. Они были впервые обнаружены в очень своеобразной Ар-звезде HD 101065 (звезда Пшибыльского). Эти звезды похожи на переменные звезды типа Дельты Щита и лежат на главной последовательности. В настоящее время известно 35 звезд типа RoAp. Периоды пульсаций этих звёзд лежат в пределах от 5 до 21 минут^[5].

Примечания

1. ↑ Звезды класса Ap. Физический факультет УрГУ. Архивировано из первоисточника 5 мая 2012.
2. ↑ Babcock, H. Astrophysical Journal, vol 132, p 521, 1960 (англ.)
3. ↑ Landstreet, J. et al. Astronomy & Astrophysics, vol 470, p 685, 2007 (англ.)
4. ↑ Аномальность пекулярных звезд.(недоступная ссылка — история)
5. ↑ Kurtz, D.W. Information Bulletin on Variable Stars, vol 1436, 1978 (англ.)