Las estrellas Ap y Bp son estrellas peculiares (de ahí la p en el nombre) de las clases espectrales A y B, en cuyo espectro aparecen las líneas de algunos metales de tierras raras, como el estroncio , el cromo y el europio , y a veces el praseodimio y el neodimio . se realzan considerablemente . Un aumento en el contenido de elementos pesados en las atmósferas de tales estrellas puede entenderse si permitimos la remoción desde las profundidades a la superficie de una sustancia rica en elementos formados debido a la rápida captura de neutrones por parte de los núcleos atómicos ( proceso r ) , cuando el núcleo recién formado en el proceso de captura de neutrones no tiene tiempo de desintegrarse antes de ser absorbido todavía un neutrón . [1] Estas estrellas giran mucho más lentamente que las estrellas ordinarias de los tipos espectrales A y B, aunque algunas velocidades de rotación alcanzan ≈100 km/s.
Las estrellas Ap y Bp también tienen fuertes campos magnéticos , mucho más grandes que los de las estrellas clásicas de tipo B, en el caso de HD 215441 , alcanzando los 33,5 kilogauss (3,35 T ) [2] . Normalmente, los campos magnéticos de estas estrellas oscilan entre unos pocos kG y decenas de kG. En la mayoría de los casos, un campo que se modela como un dipolo simple es una buena aproximación y explica por qué hay claras variaciones periódicas en el campo magnético, como si tales campos no coincidieran con el eje de rotación: la fuerza de tal campo será cambia a medida que la estrella gira. En apoyo de esta teoría, se observó que la fuerza del campo magnético es inversamente proporcional a la velocidad de rotación [3] . Este modelo de campo dipolar, en el que el eje magnético se desplaza hacia el eje de rotación, se denomina modelo de rotador oblicuo . En algunos casos, se observan más de dos polos magnéticos [4] .
El origen de campos magnéticos tan intensos en las estrellas Ap es discutible. Se han propuesto dos hipótesis para explicar estas intensidades de campo magnético tan elevadas. La primera de ellas es la hipótesis de las regiones reliquia, en las que el campo magnético es el campo inicial del gas interestelar . Hay suficiente campo magnético en el medio interestelar para crear campos magnéticos tan fuertes, y tan fuertes que esta teoría también puede usarse para explicar la conservación del campo en estrellas ordinarias. Esta teoría requiere que las regiones permanezcan estables durante un largo período de tiempo, pero no está claro si un campo que gira oblicuamente permanecerá estable por mucho tiempo. Otro problema con esta hipótesis es la incapacidad de explicar por qué solo una pequeña fracción de las estrellas de clase A tienen estos campos poderosos. Otra hipótesis se basa en el efecto dínamo dentro de los núcleos giratorios de las estrellas Ap, pero la naturaleza oblicua del campo no se puede explicar dentro de este modelo, ya que según él, la dirección del campo magnético estará en línea con el eje de rotación. , o girará 90 °. Tampoco está claro, en el marco de esta explicación, si es posible obtener campos dipolares tan grandes cuando la estrella gira lentamente. Aunque esto puede explicarse refiriéndose a la rápida rotación del núcleo con un alto gradiente de rotación en la superficie, esto es poco probable.
Algunas de estas estrellas muestran cambios en las velocidades radiales como resultado de pulsaciones a una frecuencia de varios minutos. Para estudiar estas estrellas , se utiliza espectroscopia de alta resolución junto con imágenes Doppler (imágenes Doppler), que utilizan la rotación para mapear la superficie de la estrella. Estas imágenes muestran una gran cantidad de manchas.
Un subconjunto de esta clase de estrellas, llamadas estrellas RoAp , muestran variaciones fotométricas a corto plazo en el brillo (del orden de 0,01 m ) y cambios en las velocidades radiales. Fueron descubiertos por primera vez en la muy peculiar estrella Ap HD 101065 ( estrella de Przybylski ). Estas estrellas son similares a las estrellas variables del tipo Delta Scuti y se encuentran en la secuencia principal . Actualmente se conocen 35 estrellas de tipo RoAp . Los períodos de pulsación de estas estrellas oscilan entre 5 y 21 minutos [5] .