Stea Ap care se mișcă rapid
Stelele Ap cu oscilație rapidă (stele roAp) sunt un subtip al clasei de stele Ap care prezintă schimbări rapide ale vitezei fotometrice sau radiale pe o scară scurtă de timp. Perioadele cunoscute variază de la 5 la 23 de minute. Acestea se găsesc în banda de instabilitate uti Scuti de pe secvența principală .
Descoperire
Prima stea roAp descoperită a fost HD 101065 ( steaua Przybylski ) [1] . Oscilațiile au fost descoperite de Donald Kurtz folosind telescopul de 20 inci (510 mm) de la Observatorul Astronomic Sud-African , care a văzut variații de 10-20 milimagnitudine în curba de lumină a stelei pe o perioadă de 12,15 minute.
Clasificare
Stelele RoAp sunt uneori numite variabile cu oscilare rapidă α 2 Canum Venaticorum [2] . Atât stelele roAp, cât și unele variabile α 2 CVn se află pe banda de instabilitate δ Scuti și sunt stele magnetice chimice , dar stelele roAp au perioade foarte scurte, mai puțin de o oră.
Oscilații
Stelele RoAp oscilează în modul hipertonic , cu grad scăzut, de presiune non-radială. Modelul utilizat în mod obișnuit pentru a explica comportamentul acestor pulsații este Modelul Pulsatorului Oblic [3] [4] [5] . În acest model, axa pulsației este aliniată cu axa magnetică, ceea ce poate duce la modularea amplitudinii pulsației , în funcție de orientarea axei față de linia de vedere, deoarece variază cu rotația.
Legătura aparentă dintre axa magnetică și axa impulsului oferă indicii despre natura mecanismului de acționare a pulsației. Deoarece stelele roAp par să ocupe sfârșitul secvenței principale a benzii de instabilitate δ Scuti , s-a sugerat că mecanismul de acționare poate fi similar, adică mecanismul de opacitate care funcționează în zona de ionizare a hidrogenului . Nu este posibil să se creeze un model standard de pulsație pentru a explica oscilațiile de tip roAp folosind mecanismul de opacitate. Întrucât câmpul magnetic pare a fi important, cercetările au luat în considerare acest lucru la conceperea unor modele de pulsație nestandardizate. S-a propus că astfel de modele pot fi inspirate de suprimarea convecției de către câmpul magnetic puternic de lângă polii magnetici ai acestor stele [6] , ceea ce ar explica alinierea axei de pulsație cu axa magnetică. O bandă de instabilitate a fost calculată pentru stelele roAp [7] , care a fost de acord cu pozițiile pe diagrama Hertzsprung - Russell a stelelor roAp descoperite până acum, dar a prezis existența stelelor care pulsează pe perioade mai lungi printre stelele roAp mai avansate. O astfel de stea pulsantă a fost descoperită în HD 177765 [8] , care are cea mai lungă perioadă de pulsație a oricărei stele roAp, egală cu 23,6 min .
Majoritatea stelelor roAp au fost descoperite folosind telescoape mici pentru a observa micile schimbări de amplitudine cauzate de pulsația stelei. Cu toate acestea, este de asemenea posibil să se observe astfel de pulsații prin măsurarea modificărilor în viteza radială a liniilor spectrale sensibile , cum ar fi Neodim sau Praseodim . Unele linii nu sunt văzute pulsând, cum ar fi Fierul . Se crede că pulsațiile au cea mai mare amplitudine în atmosferele acestor stele, unde densitatea este mai mică. În consecință, liniile spectrale formate din elemente care sunt levitate radiativ în sus în atmosferă sunt susceptibile de a fi mai sensibile la măsurarea pulsației, în timp ce liniile de elemente precum fierul, care se depun gravitațional, nu sunt de așteptat să prezinte modificări ale vitezei radiale.
Lista stelelor identificate ca roAp
| Numele stelei | Magnitudine V. | Tipul infricosator | Perioada (minute) |
|---|---|---|---|
| HD 177765 | 9.1 | Ap | 23.6 |
| AP Scl , HD 6532 | 8.45 | Ap SrEuCr | 7.1 |
| BW Cet , HD 9289 | 9.38 | Ap SrCr | 10.5 |
| BN Cet , HD 12098 | 8.07 | F0 | 7.61 |
| HD 12932 | 10.25 | Ap SrEuCr | 11.6 |
| BT Hyi , HD 19918 | 9.34 | Ap SrEuCr | 14.5 |
| DO Eri , HD 24712 | 6.00 | Ap SrEu (Cr) | 6.2 |
| UV Lep , HD 42659 | 6,77 | Ap SrCrEu | 9.7 |
| HD 60435 | 8,89 | Ap Sr (Eu) | 9.7 |
| LX Hya , HD 80316 | 7,78 | Ap Sr (Eu) | 11.4-23.5 |
| IM Vel , HD 83368 | 6.17 | Ap SrEuCr | 11.6 |
| AI Ant , HD 84041 | 9.33 | Ap SrEuCr | 15.0 |
| HD 86181 | 9.32 | Ap Sr | 6.2 |
| HD 99563 | 8.16 | F0 | 10.7 |
| Stea Przybylski | 7,99 | controversat | 12.1 |
| HD 116114 | 7.02 | Ap | 21.3 |
| LZ Hya , HD 119027 | 10.02 | Ap SrEu (Cr) | 8.7 |
| PP Vir , HD 122970 | 8.31 | străin | 11.1 |
| α Cir | 3.20 | Ap SrEu (Cr) | 6.8 |
| HI Lib , HD 134214 | 7.46 | Ap SrEu (Cr) | 5.6 |
| β CrB , HD 137909 | 3,68 | F0p | 16.2 |
| GZ Lib , HD 137949 | 6,67 | Ap SrEuCr | 8.3 |
| HD 150562 | 9,82 | A / F (p Eu) | 10.8 |
| HD 154708 | 8,76 | Ap | 8.0 |
| HD 161459 | 10.33 | Ap EuSrCr | 12.0 |
| HD 166473 | 7,92 | Ap SrEuCr | 8.8 |
| HD 176232 | 5,89 | F0p SrEu | 11.6 |
| HD 185256 | 9,94 | Ap Sr (EuCr) | 10.2 |
| CK Oct , HD 190290 | 9,91 | Ap EuSr | 7.3 |
| QR Tel , HD 193756 | 9.20 | Ap SrCrEu | 13.0 |
| AW Cap , HD 196470 | 9,72 | Ap SrEu (Cr) | 10.8 |
| γ Eql , HD 201601 | 4,68 | F0p | 12.4 |
| BI Mic , HD 203932 | 8,82 | Ap SrEu | 5.9 |
| MM Aqr , HD 213637 | 9.61 | A (p EuSrCr) | 11.5 |
| Macara BP , HD 217522 | 7.53 | Ap (Si) Cr | 13.9 |
| CN Tuc , HD 218495 | 9.36 | Ap EuSr | 7.4 |
Notă
- ^(EN) Kurtz, Buletinul informativ DW despre stele variabile, vol. 1436 (1978).
- ^ ( EN ) NN Samus și OV Durlevich, Catalogul de date online VizieR: Catalogul general al stelelor variabile (Samus + 2007-2013) , în Catalogul de date on-line VizieR: B / gcvs. Publicat inițial în: 2009yCat .... 102025S , vol. 1, 2009, Bibcode : 2009yCat .... 102025S .
- ^(EN) Kurtz, DW Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , Vol. 200, p. 807 (1982).
- ^(EN) Shibahashi, H. & Takata, M. Publicația Societății Astronomice din Japonia, vol. 45, p. 617 (1993).
- ^(EN) Bigot, L. & Dziembowski, W. Astronomy & Astrophysics, vol. 391, p. 235 (2002).
- ^(EN) Balmforth, N. și colab. Notificări lunare ale Royal Astronomical Society, vol. 323, p. 362 (2001).
- ^(EN) Cunha, MS Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 333, p. 47 (2002).
- ^(EN) Alentiev și colab., Notificări lunare ale Royal Astronomical Society, 2012, L398 .
