Estrellas Ap y Bp - Ap and Bp stars
Las estrellas Ap y Bp son estrellas químicamente peculiares (de ahí la "p") de los tipos A y B que muestran sobreabundancias de algunos metales, como el estroncio , el cromo y el europio . Además, a menudo se observan sobreabundancias más grandes en praseodimio y neodimio . Estas estrellas tienen una rotación mucho más lenta de lo normal para las estrellas de tipo A y B , aunque algunas exhiben velocidades de rotación de hasta unos 100 kilómetros por segundo.
Campos magnéticos
También tienen campos magnéticos más fuertes que las estrellas clásicas de tipo A o B en el caso de HD 215441, alcanzando 33,5 k G (3,35 T ). Normalmente, el campo magnético de estas estrellas se encuentra en el rango de unos pocos kG a decenas de kG. En la mayoría de los casos, un campo que se modela como un dipolo simple es una buena aproximación y proporciona una explicación de por qué hay una variación periódica aparente en el campo magnético, como si dicho campo no estuviera alineado con el eje de rotación: la intensidad del campo. cambiará a medida que la estrella gire. En apoyo de esta teoría, se ha observado que las variaciones del campo magnético están inversamente correlacionadas con la velocidad de rotación. Este modelo de campo dipolar, en el que el eje magnético está desplazado con respecto al eje de rotación, se conoce como modelo de rotador oblicuo.
El origen de campos magnéticos tan altos en las estrellas Ap es problemático y se han propuesto dos teorías para explicarlo. La primera es la hipótesis del campo fósil , en la que el campo es una reliquia del campo inicial en el medio interestelar (ISM). Hay suficiente campo magnético en el ISM para crear campos magnéticos tan altos; de hecho, tanto que debe invocarse la teoría de la difusión ambipolar para reducir el campo en las estrellas normales. Esta teoría requiere que el campo permanezca estable durante un largo período de tiempo, y no está claro si un campo de rotación tan oblicua podría hacerlo. Otro problema con esta teoría es explicar por qué solo una pequeña proporción de estrellas de tipo A exhiben estas altas intensidades de campo. La teoría de la otra generación es la acción de la dínamo dentro de los núcleos giratorios de las estrellas Ap; sin embargo, la naturaleza oblicua del campo no puede ser producida, todavía, por este modelo, ya que invariablemente uno termina con un campo alineado con el eje de rotación, o en 90 ° con él. Tampoco está claro si es posible generar campos de dipolos tan grandes usando esta explicación, debido a la lenta rotación de la estrella. Si bien esto podría explicarse invocando un núcleo de rotación rápida con un alto gradiente de rotación hacia la superficie, es poco probable que se produzca un campo simétrico de ejes ordenado.
Manchas de abundancia
Se ha demostrado que las ubicaciones espaciales de las sobreabundancias químicas están relacionadas con la geometría del campo magnético. Algunas de estas estrellas han mostrado variaciones de velocidad radial derivadas de pulsaciones de unos pocos minutos. Para estudiar estas estrellas se utiliza espectroscopia de alta resolución , junto con imágenes Doppler que utilizan la rotación para deducir un mapa de la superficie estelar. Estos parches de sobreabundancia a menudo se denominan puntos de abundancia .
Estrellas Ap que oscilan rápidamente
Un subconjunto de esta clase de estrellas, llamadas estrellas Ap (roAp) de oscilación rápida, exhibe variaciones fotométricas de milimagnitud de escala de tiempo corta y variaciones en las velocidades radiales de las líneas espectrales. Estos se observaron por primera vez en la muy peculiar estrella Ap HD 101065 ( estrella de Przybylski ). Estas estrellas se encuentran en la parte inferior de la franja de inestabilidad delta Scuti , en la secuencia principal. Actualmente hay 35 estrellas roAp conocidas. Los periodos de pulsación de estos osciladores oscilan entre 5 y 21 minutos. Las estrellas pulsan en modos de presión no radiales, con tonos altos.