Звезды Ap и Bp являются химически пекулярными звездами (отсюда и «p») спектральных типов A и B, которые показывают переизбыток некоторых металлов, таких как стронций , хром или европий . Кроме того, большие переизбытки часто наблюдаются в празеодиме и неодиме . Эти звезды имеют гораздо более медленное вращение, чем обычно для звезд A- и B-типа , хотя некоторые демонстрируют скорость вращения до примерно 100 километров в секунду.
Звезды Ap и Bp имеют более сильные магнитные поля , чем классические звезды A- или B-типа; в случае HD 215441, достигая 33,5 кГс ( 3,35 Тл ). [1] Обычно магнитное поле этих звезд лежит в диапазоне от нескольких кГс до десятков кГс. В большинстве случаев поле, которое моделируется как простой диполь, является хорошим приближением и дает объяснение того, почему существует кажущееся периодическое изменение магнитного поля, как будто такое поле не выровнено с осью вращения — напряженность поля будет меняться по мере вращения звезды. В поддержку этой теории было отмечено, что изменения магнитного поля обратно коррелируют со скоростью вращения. [2] Эта модель дипольного поля, в которой магнитная ось смещена относительно оси вращения, известна как модель косого ротатора .
Происхождение таких сильных магнитных полей в Ap-звездах проблематично, и для их объяснения были предложены две теории. Первая — гипотеза ископаемого поля , в которой поле является реликтом первоначального поля в межзвездной среде (ISM). В ISM достаточно магнитного поля, чтобы создать такие сильные магнитные поля — действительно, настолько, что для уменьшения поля в обычных звездах приходится привлекать теорию амбиполярной диффузии . Эта теория требует, чтобы поле оставалось стабильным в течение длительного периода времени, и неясно, может ли такое наклонно вращающееся поле сделать это. Другая проблема с этой теорией — объяснить, почему только небольшая часть звезд A-типа демонстрирует такие высокие напряженности поля. Другая теория поколения — это динамо-действие внутри вращающихся ядер Ap-звезд; однако наклонная природа поля пока не может быть получена этой моделью, поскольку неизменно получается поле, либо выровненное с осью вращения, либо под углом 90° к ней. Также неясно, возможно ли генерировать такие большие дипольные поля, используя это объяснение, из-за медленного вращения звезды. Хотя это можно объяснить, привлекая быстро вращающееся ядро с высоким градиентом вращения к поверхности, маловероятно, что в результате получится упорядоченное осесимметричное поле. [3]
Было показано, что пространственное расположение химических избытков связано с геометрией магнитного поля. Некоторые из этих звезд показали изменения радиальной скорости , возникающие из-за пульсаций в несколько минут. Для изучения этих звезд используется спектроскопия высокого разрешения вместе с доплеровской визуализацией , которая использует вращение для выведения карты поверхности звезды. Эти участки избытков часто называют пятнами изобилия . [4]
Подмножество этого класса звезд, называемых быстро осциллирующими Ap (roAp) звездами , демонстрируют кратковременные фотометрические вариации в миллиметровой шкале и вариации лучевых скоростей спектральных линий. Они были впервые обнаружены у высокоспецифичной Ap звезды HD 101065 ( звезда Пржибыльского ). [5] Эти звезды лежат в нижней части полосы нестабильности Дельта Щита на главной последовательности. В настоящее время известно 35 roAp звезд. Периоды пульсации этих осцилляторов лежат между 5 и 21 минутой. Звезды пульсируют в высокообертонных, нерадиальных, модах давления. [6]