Estrella Ap de oscilación rápida - Rapidly oscillating Ap star

Las estrellas Ap de oscilación rápida (estrellas roAp) son un subtipo de la clase de estrellas Ap que exhiben variaciones rápidas de velocidad fotométrica o radial de corta escala temporal . Los períodos conocidos oscilan entre 5 y 23 minutos. Se encuentran en la franja de inestabilidad δ Scuti en la secuencia principal .

Descubrimiento

La primera estrella roAp que se descubrió fue HD 101065 ( Przybylski's Star ). Las oscilaciones fueron descubiertas por Donald Kurtz usando el telescopio de 20 pulgadas (510 mm) en el Observatorio Astronómico de Sudáfrica , que vio variaciones de 10 a 20 milimagnitudes en la curva de luz de la estrella con un período de 12,15 minutos.

Clasificación

Las estrellas roAp a veces se denominan variables α ² Canum Venaticorum de oscilación rápida . Tanto las estrellas roAp como algunas variables α ² CVn se encuentran en la franja de inestabilidad δ Scuti y son estrellas magnéticas químicamente peculiares , pero las estrellas roAp tienen períodos muy cortos de menos de una hora.

Oscilaciones

Las estrellas roAp oscilan en modos de presión no radial de alto tono, bajo grado. El modelo habitual que se utiliza para explicar el comportamiento de estas pulsaciones es el modelo de pulsador oblicuo. En este modelo el eje de pulsación está alineado con el eje magnético, lo que puede llevar a la modulación de la amplitud de la pulsación, dependiendo de la orientación del eje a la línea de visión, ya que varía con la rotación. El aparente vínculo entre el eje magnético y el eje de pulsaciones da pistas sobre la naturaleza del mecanismo de conducción de las pulsaciones. Como las estrellas roAp parecen ocupar el extremo de la secuencia principal de la tira de inestabilidad δ Scuti , se ha sugerido que el mecanismo de activación puede ser similar, es decir, el mecanismo de opacidad que opera en la zona de ionización de hidrógeno . No se puede hacer ningún modelo de pulsación estándar para excitar oscilaciones del tipo roAp utilizando el mecanismo de opacidad. Como el campo magnético parece ser importante, la investigación lo ha tenido en cuenta al derivar modelos de pulsaciones no estándar. Se ha sugerido que los modos son impulsados ​​por la supresión de la convección por el fuerte campo magnético cerca de los polos magnéticos de estas estrellas, lo que explicaría la alineación del eje de pulsación con el eje magnético. Se ha calculado una franja de inestabilidad para las estrellas roAp, que coincide con las posiciones del diagrama de Hertzsprung-Russell de las estrellas roAp descubiertas hasta ese momento, pero predijo la existencia de pulsadores de período más largo entre las estrellas roAp más evolucionadas. Un pulsador de este tipo se descubrió en HD 177765, que tiene el período de pulsación más largo de cualquier estrella roAp con 23,6 minutos.

La mayoría de las estrellas roAp se han descubierto utilizando pequeños telescopios para observar los pequeños cambios de amplitud provocados por la pulsación de la estrella. Sin embargo, también es posible observar tales pulsaciones midiendo las variaciones en la velocidad radial de líneas sensibles, como el neodimio o el praseodimio . Algunas líneas no se ven pulsadas, como el hierro . Se cree que las pulsaciones son de mayor amplitud en las atmósferas de estas estrellas, donde la densidad es menor. Como resultado, las líneas espectrales que están formadas por elementos que levitan radiativamente alto en la atmósfera probablemente sean más sensibles para medir la pulsación, mientras que las líneas de elementos como el hierro , que se asientan gravitacionalmente, no se espera que exhiban radiales. variaciones de velocidad.

Lista de estrellas roAp identificadas

Referencias