Las estrellas Ap de oscilación rápida (estrellas Ap de oscilación rápida : estrellas roAp) son un subconjunto de la clase de estrellas Ap que tienen variaciones de brillo fotométrico a corto plazo (del orden de 0,01 m ) y cambios de velocidad radial . Los períodos conocidos de cambio de brillo están en el rango de 5 a 21 min. Se encuentran en la secuencia principal de la banda de inestabilidad pulsante característica de las estrellas variables tipo Delta Scuti .
La primera estrella roAp descubierta fue HD 101065 (estrella de Przybylski) [1] . Las fluctuaciones en el brillo fueron descubiertas por Donald Kurtz utilizando un telescopio de 20 pulgadas en el Observatorio Astronómico de Sudáfrica , quien notó cambios en la curva de luz de la estrella con un período de 12,15 minutos y una amplitud de 0,01 m −0,02 m .
Las estrellas del tipo roAp vibran con sobretonos altos durante las pulsaciones no radiales. Un modelo común que se utiliza para explicar el comportamiento de estas pulsaciones es el modelo del rotador oblicuo [2] [3] [4] . En este modelo, los ejes de las pulsaciones se encuentran alejados del eje magnético, lo que puede dar lugar a una modulación de la amplitud de las pulsaciones en función de la orientación del eje de la línea de visión, ya que cambia con la rotación del estrella _ La aparente conexión entre el eje magnético y las pulsaciones proporciona una pista sobre la naturaleza del mecanismo impulsor de las pulsaciones. Dado que las estrellas roAp, aparentemente, se encuentran al final de la banda de inestabilidad de pulsaciones de las variables Delta Scuti , se sugirió que el mecanismo de pulsación podría ser similar, es decir, la principal fuente de excitación de estas oscilaciones es el salto de absorción en la ionización del hidrógeno . zone , y no He II , ya que las estrellas roAp tienen un orden de magnitud menos helio que las estrellas tipo Delta Scuti [5] . El campo magnético en este modelo controla la convección : en la región de los polos magnéticos, donde el campo es vertical a la superficie, se suprime la convección, la atmósfera de la estrella se estratifica y, por lo tanto, no es químicamente homogénea, y se excitan oscilaciones de sobretonos altos. mientras que en la región del ecuador magnético , la convección no se suprime y la atmósfera permanece homogénea, lo que conduce a la estabilización de las oscilaciones - modos de sobretonos altos [6] . La banda de inestabilidad para las estrellas roAp se calculó [7] según su posición en el diagrama de Hertzsprung-Russell , y se predijo un aumento en los períodos de pulsación a medida que evolucionaban las estrellas roAp. Tales pulsaciones se encontraron en HD 116114 [8] . Tiene el período de pulsación más largo entre todas las estrellas roAp, 21 min.
La mayoría de las estrellas roAp se han detectado utilizando telescopios pequeños , que han observado pequeños cambios en la amplitud causados por pulsaciones estelares, pero también se pueden observar pulsaciones similares midiendo cambios en la velocidad radial, que pueden ser bastante grandes y dependen mucho de la línea espectral que pertenece. , a lo largo de los cuales se realizan observaciones a uno u otro elemento químico, por ejemplo, como el neodimio o el praseodimio . Algunas líneas no pulsan en absoluto, como el hierro. Se cree que las pulsaciones de amplitud ocurren en las capas altas de la atmósfera de estas estrellas, donde la densidad de los gases es menor. Como resultado, es probable que las líneas espectrales formadas por elementos que se elevan hacia la atmósfera sean las más sensibles a las mediciones, mientras que las líneas de los elementos del grupo del hierro ( Ca , Cr , Fe ) y Ba se concentran en las capas más profundas de la atmósfera con una disminución abrupta en las capas superiores.
Las estrellas Ap se dividen en manganeso (Mn), silicio (Si) y europio-cromo-estroncio ( Eu - Cr - Sr ). Cuando se escribe una subclase espectral, la designación Ap a menudo se complementa con la designación de un elemento cuyas líneas se destacan especialmente en el espectro, por ejemplo, Ap - Si [9] .
Actualmente, se sabe que 35 estrellas de tipo roAp tienen diferentes características espectrales.
| Nombre | Magnitud | clase espectral | Periodo (min.) |
|---|---|---|---|
| Escultor AP , HD 6532 | 8.45 | Ap SrEuCr | 7.1 |
| BW Kita , HD 9289 | 9.38 | Ap SrCr | 10.5 |
| BN Kita , HD 12098 | 8.07 | F0 | 7.61 |
| HD 12932 | 10.25 | Ap SrEuCr | 11.6 |
| BT South Hydra , HD 19918 | 9.34 | Ap SrEuCr | 14.5 |
| DO Eridani , HD 24712 | 6.00 | Ap SrEu(Cr) | 6.2 |
| Liebre UV , HD 42659 | 6.77 | Ap SrCrEu | 9.7 |
| HD 60435 | 8.89 | Ap Sr (UE) | 9.7 |
| Hidra LX , HD 80316 | 7.78 | Ap Sr (UE) | 11,4—23,5 |
| IM Parusov , HD 83368 | 6.17 | Ap SrEuCr | 11.6 |
| Bomba AI , HD 84041 | 9.33 | Ap SrEuCr | 15.0 |
| HD 86181 | 9.32 | ap sr | 6.2 |
| HD 99563 | 8.16 | F0 | 10.7 |
| La estrella de Przybylski , HD 101065 | 7.99 | B5 | 12.1 |
| HD 116114 | 7.02 | AP | 21.3 |
| Hidra LZ , HD 119027 | 10.02 | Ap SrEu(Cr) | 8.7 |
| PP Virgen , HD 122970 | 8.31 | F0p | 11.1 |
| Alpha Circulus , HD 128898 | 3.20 | Ap SrEu(Cr) | 6.8 |
| Hola Libra , HD 134214 | 7.46 | Ap SrEu(Cr) | 5.6 |
| Northern Corona Beta , HD 137909 | 3.68 | F0p | 16.2 |
| Libra GZ , HD 137949 | 6.67 | Ap SrEuCr | 8.3 |
| HD 150562 | 9.82 | A / F (p UE) | 10.8 |
| HD 154708 | 8.76 | AP | 8.0 |
| HD 161459 | 10.33 | Ap EuSrCr | 12.0 |
| HD 166473 | 7.92 | Ap SrEuCr | 8.8 |
| HD 176232 | 5.89 | F0p SrEu | 11.6 |
| HD 185256 | 9.94 | ApSr(EuCr) | 10.2 |
| CK Octanta , HD 190290 | 9.91 | Ap EuSr | 7.3 |
| Telescopio QR , HD 193756 | 9.20 | Ap SrCrEu | 13.0 |
| A. W. Capricornio , HD 196470 | 9.72 | Ap SrEu(Cr) | 10.8 |
| Caballo pequeño Gamma , HD 201601 | 4.68 | F0p | 12.4 |
| Microscopio BI , HD 203932 | 8.82 | Ap SrEu | 5.9 |
| MM Acuario , HD 213637 | 9.61 | A(pEuSrCr) | 11.5 |
| Grúa BP , HD 217522 | 7.53 | Ap(Si)Cr | 13.9 |
| CN Tucana , HD 218495 | 9.36 | Ap EuSr | 7.4 |