Ap 별과 Bp 별

Ap and Bp stars

Ap 별과 Bp 별은 화학적으로 특이한 별(따라서 "p"라고 함)로 스트론튬, 크롬, 유로피움 등 일부 금속의 과잉을 보여준다.또한, 플라세오디뮴과 네오디뮴에는 더 큰 과잉이 종종 나타난다.이 별들은 A와 B형 별들의 회전 속도가 보통보다 훨씬 느리지만, 일부는 초당 약 100 킬로미터의 회전 속도를 보인다.

자기장

Ap 및 Bp 별은 고전적인 A형 또는 B형 별보다 자기장이 강하며 HD 215441의 경우 33.5 kG(3.35 T)[1]에 도달합니다.일반적으로 이 별들의 자기장은 몇 kG에서 수십 kG 범위에 있습니다.대부분의 경우 단순한 쌍극자로 모델링된 장은 좋은 근사치이며, 자기장에 명백한 주기적 변화가 있는 이유에 대한 설명을 제공합니다. 마치 이러한 장은 회전 축과 정렬되지 않은 것처럼, 전계 강도는 별이 회전함에 따라 변화합니다.이 이론을 뒷받침하기 위해 자기장의 변화는 회전 [2]속도와 역상관되는 것으로 알려져 있다.자기축이 회전축과 오프셋되는 이 쌍극자장의 모델을 경사 회전자 모델이라고 합니다.

Ap 별에서 이러한 높은 자기장의 기원은 문제가 있으며, 그것들을 설명하기 위해 두 가지 이론이 제시되었다.첫 번째는 화석장 가설로, 이 장은 성간매질(ISM)에서 초기장의 유물이다.ISM에는 그러한 높은 자기장을 생성하기에 충분한 자기장이 있으며, 실제로 정상 별의 자기장을 줄이기 위해 양극자 확산 이론을 제기해야 합니다.이 이론은 장(場)이 장기간에 걸쳐 안정적으로 유지되어야 하며, 이러한 비스듬히 회전하는 장(場)이 그렇게 할 수 있을지는 불분명합니다.이 이론의 또 다른 문제는 왜 소수의 A형 별들만이 이러한 높은 전계 강도를 보이는지를 설명하는 것입니다.또 다른 생성 이론은 Ap 별의 회전 중심 내에서 일어나는 발전기 작용이다. 그러나 이 모델에서는 회전 축과 정렬되거나 회전 축에 대해 90°로 정렬된 장으로 끝나기 때문에 아직까지는 장의 비스듬한 성질을 생성할 수 없다.또한 별의 자전 속도가 느리기 때문에 이 설명을 사용하여 이렇게 큰 쌍극자장을 생성하는 것이 가능한지 여부도 불분명하다.지표면에 대한 높은 회전 구배를 가진 빠른 회전 코어를 호출하는 것으로 설명할 수 있지만, 축대칭 자기장이 [3]질서정연해질 가능성은 낮다.

풍족한 장소

화학적 과잉의 공간적 위치는 자기장의 기하학적 구조와 관련이 있는 것으로 나타났다.이 별들 중 일부는 몇 분간의 맥박으로 인해 발생하는 반경 속도 변화를 보여 왔다.이러한 별들을 연구하기 위해, 고분해능 분광학이, 항성 표면의 지도를 추론하기 위해 회전을 사용하는 도플러 영상과 함께 사용된다.이러한 과잉 다량의 패치는 종종 풍요의 [4]스팟이라고 불린다.

빠르게 진동하는 Ap 별

주요 기사: 빠르게 진동하는 Ap 별

빠르게 진동하는 Ap(roAp) 별이라고 불리는 이 등급의 별들 중 일부는 짧은 시간 척도, 밀리매그니튜드 광도 변화 및 스펙트럼 선의 반지름 속도 변화를 보입니다.이들은 매우 특이한 Ap 별 HD 101065(프지빌스키 별)[5]에서 처음 관측됐다.이 별들은 주계열에서 방패자리 델타 불안정 띠의 맨 아래에 있습니다.현재 알려진 roAp 스타는 35개입니다.이 발진기의 맥동 주기는 5분에서 21분 사이입니다.별들은 높은 오버톤, 비방사성,[6] 압력 모드에서 맥동합니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Babcock, Horace W (1960). "The 34-KILOGAUSS Magnetic Field of HD 215441". Astrophysical Journal. 132: 521. Bibcode:1960ApJ...132..521B. doi:10.1086/146960.
  2. ^ 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.
  3. ^ David F. Gray (17 November 2005). The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press. pp. 13–. ISBN 978-0-521-85186-2.
  4. ^ 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.
  5. ^ 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.
  6. ^ 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.