Ap- и Bp-ѕвезди
Ap- и Bp-ѕвезди — хемиски необични ѕвезди од спектралните типови A и B кои содржат прекумерни количества на извесни метали како стронциумот, хромот или европиумот. Покрај тоа, забележани се и поголеми прекумерни количества празеодиум и неодиум. Овие ѕвезди се вртат многу побавно од нормалните ѕвезди од типот A и B, иако некои достигнуваат 100 км/с.
Магнетни полиња
уредиОвие ѕвезди имаат посилни магнетни полиња отколку класичните ѕвезди од типот A ии B; во случајот на HD 215441, полето достигнува 33,5 kG (3,35 T).[1] Типичната јачина на полето кај овие ѕвезди изнесува некаде помеѓу неколку kG до десетици kG. Во највеќето случаи, полето моделирано како едноставен дипол дава добра претстава и образложение за забележаните преиодични разлики во магнетното поле, како таквото поле да не е порамнето со вртежната оска, поради што силата на полето се менува додека се врти ѕевздата. Во полза на оваа теорија е обратната поврзаност на промените во полето со вртежната брзина.[2] Овој модел на диполно поле, каде магнетната оска е отклонета од вртежна, се нарекува модел на искосен вртежник.
Потеклото на такви силни магнетни полиња во Ap-ѕвездите е проблематично и за нивното постоење се понудени две теории. Првата е хипотезата а фосилно поле, каде полето е остаток од првичното поле во меѓуѕвездената средина (МЅС). Во МЅС има доволно магнетизам за да се создаде такво силно поле — дотолку што мора да се повикаме на теоријата за амбиполарно расејување за полето да се намали кај нормалниве ѕвезди. Оваа теорија не бара полето да остане стабилно на долг рок, и нејасено е дали такво искосено вртечко поле може воопшто да биде стабилно. Друг проблем со оваа теорија е тоа што мора да образложи зошто само мал дел од ѕвездите од типот A имаат толку силни полиња. Друга теорија за нивното создавање е онаа на динамо-дејство во вртечките јадра на Ap-ѕвездите; меѓутоа, искосениот каратер на полето засега не може да се добие по овој модел, бидејќи секогаш завршуваме со поле кое или е порамнето со вртежната оска, или под агол од 90° во однос на него. Воедно, нејасно е дали е возможно да се создаваат толку големи диполни полиња со ова образложение поради бавното вртење на ѕвездата. Иако ова може да се објасни со повиквање на брзовртечко јадро со голем вртежен градиент кон површината, веројатноста дека ќе се добие подредено осносиметрично поле е доста мала.[3]
Места на изобилство
уредиПросторната местоположба на хемиските прекумерности е поврзана со геометријата на магнетното поле. Некои од овие ѕвезди имаат променлива радијална брзина која доаѓа од пулсирањата во траење од неколку минути. Тие се проучуваат со високоразделна спектроскопија заедно со Доплерово снимање, кое од вртењето изведува карта на ѕвездената површина.[4]
Брзоосцилирачка Ap-ѕвезди
уредиЕден дел од овие ѕвезди се нарекува брзоосцилирачки Ap-ѕвезди или roAp-ѕвезди во кои се забележуваат краткорочни миливеличински фотометриски разлики и разлики во радијалните брзини на спектралните линии. Најпрвин се забележани кај мошне необичната Ap-ѕвезда HD 101065 (Пшибилскиева Ѕвезда).[5] Овие ѕвезди лежат на дното од појасот на нестабилност на Делта Штит, на главнат аниза. Засега познати се 35 roAp0-ѕвезди. Периодите на пулсирање на овие осцилатори се помеѓу 5 и 21 минута. Пулсираат во нерадијални притисочни модови со висок призвук.[6]
Поврзано
уредиНаводи
уреди- ↑ Babcock, Horace W (1960). „The 34-KILOGAUSS Magnetic Field of HD 215441“. Astrophysical Journal. 132: 521. Bibcode:1960ApJ...132..521B. doi:10.1086/146960.
- ↑ Landstreet, J. D; Bagnulo, S; Andretta, V; Fossati, L; Mason, E; Silaj, J; Wade, G. A (2007). „Searching for links between magnetic fields and stellar evolution: II. The evolution of magnetic fields as revealed by observations of Ap stars in open clusters and associations“. Astronomy and Astrophysics. 470 (2): 685. arXiv:0706.0330. Bibcode:2007A&A...470..685L. doi:10.1051/0004-6361:20077343. S2CID 15591645.
- ↑ David F. Gray (17 ноември 2005). The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press. стр. 13–. ISBN 978-0-521-85186-2.
- ↑ Kochukhov, Oleg (2011). „The spots on Ap stars“. Physics of Sun and Star Spots. 273: 249. arXiv:1010.0264. Bibcode:2011IAUS..273..249K. doi:10.1017/S1743921311015328. S2CID 118436816.
- ↑ Kurtz, D. W (1978). „12.15 Minute Light Variations in Przybylski's Star, HD 101065“. Information Bulletin on Variable Stars. 1436: 1. Bibcode:1978IBVS.1436....1K.
- ↑ Murphy, Simon J.; Saio, Hideyuki; Takada-Hidai, Masahide; Kurtz, Donald W.; Shibahashi, Hiromoto; Takata, Masao; Hey, Daniel R. (2020). „On the first δ SCT-roAp hybrid pulsator and the stability of p and g modes in chemically peculiar A/F stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 498 (3): 4272. arXiv:2009.00730. Bibcode:2020MNRAS.498.4272M. doi:10.1093/mnras/staa2667.