roAp-звезда
Бы́стро осцилли́рующие Ар-звёзды (англ. Rapidly oscillating Ap stars: roAp-звёзды) — подмножество класса Ар-звёзд, которые обладают краткосрочными фотометрическими вариациями яркости (порядка 0,01m) и изменениями лучевых скоростей. Известные периоды изменения яркости находятся в диапазоне от 5 до 21 мин. Они лежат на главной последовательности в полосе пульсационной неустойчивости, характерной для переменных звёзд типа Дельты Щита.
Открытие
Первая обнаруженная roAp-звезда была
Колебания
Звёзды типа roAp колеблются на высоких обертонах при нерадиальных пульсациях. Обычная модель, которая используется, чтобы объяснить поведение этих пульсаций, — модель наклонного ротатора (oblique rotator model)
Большинство roAp-звёзд были обнаружены с использованием малых телескопов, в которые наблюдались небольшие изменения амплитуды, вызванные пульсациями звезды, однако также можно наблюдать подобные пульсации, измеряя изменения радиальной скорости, которые могут быть весьма большими и очень сильно зависеть от принадлежности спектральной линии, по которой проводятся наблюдения, тому или иному химическому элементу, например, таким как неодим или празеодим. Некоторые линии вообще не пульсируют, например железа. Считается, что пульсации амплитуды происходят в высоких слоях атмосферы этих звёзд, где плотность газов ниже. В результате спектральные линии, формирующиеся за счёт элементов, которые поднимаются высоко в атмосферу, вероятно, будут наиболее чувствительны к измерениям, в то же время линии элементов группы железа (Ca, Cr, Fe) и Ba концентрируются в более глубоких слоях атмосферы со скачкообразным уменьшением в верхних слоях.
Обозначения
Ap-звёзды делят на марганцевые (Mn), кремниевые (Si) и европий-хром-стронциевые (Eu-Cr-Sr). При записи спектрального подкласса к обозначению Ap часто добавляют обозначение элемента, линии которого особенно усилены в спектре, например Ap-Si[9].
В настоящее время известно 35 звезд типа roAp, имеющих различные спектральные особенности.
Идентифицированные roAp-звёзды
Название | Звёздная величина | Спектральный класс
|
Период (мин.) |
---|---|---|---|
AP Скульптора, HD 6532 | 8,45 | Ap SrEuCr | 7,1 |
BW Кита, HD 9289 | 9,38 | Ap SrCr | 10,5 |
BN Кита, HD 12098 | 8,07 | F0 | 7,61 |
HD 12932 | 10,25 | Ap SrEuCr | 11,6 |
BT Южной Гидры, HD 19918 | 9,34 | Ap SrEuCr | 14,5 |
DO Эридана, HD 24712 | 6,00 | Ap SrEu(Cr) | 6,2 |
UV Зайца, HD 42659 | 6,77 | Ap SrCrEu | 9,7 |
HD 60435 | 8,89 | Ap Sr(Eu) | 9,7 |
LX Гидры, HD 80316 | 7,78 | Ap Sr(Eu) | 11,4—23,5 |
IM Парусов, HD 83368 | 6,17 | Ap SrEuCr | 11,6 |
AI Насоса, HD 84041 | 9,33 | Ap SrEuCr | 15,0 |
HD 86181 | 9,32 | Ap Sr | 6,2 |
HD 99563 | 8,16 | F0 | 10,7 |
HD 101065
|
7,99 | B5 | 12,1 |
HD 116114 | 7,02 | Ap | 21,3 |
LZ Гидры, HD 119027 | 10,02 | Ap SrEu(Cr) | 8,7 |
PP Девы, HD 122970 | 8,31 | F0p | 11,1 |
HD 128898
|
3,20 | Ap SrEu(Cr) | 6,8 |
HI Весов, HD 134214 | 7,46 | Ap SrEu(Cr) | 5,6 |
HD 137909
|
3,68 | F0p | 16,2 |
GZ Весов, HD 137949
|
6,67 | Ap SrEuCr | 8,3 |
HD 150562 | 9,82 | A/F(p Eu) | 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 | Ap Sr(EuCr) | 10,2 |
CK Октанта, HD 190290 | 9,91 | Ap EuSr | 7,3 |
QR Телескопа, HD 193756 | 9,20 | Ap SrCrEu | 13,0 |
AW Козерога, HD 196470 | 9,72 | Ap SrEu(Cr) | 10,8 |
HD 201601
|
4,68 | F0p | 12,4 |
BI Микроскопа, HD 203932 | 8,82 | Ap SrEu | 5,9 |
MM Водолея, HD 213637 | 9,61 | A(p EuSrCr) | 11,5 |
BP Журавля, HD 217522 | 7,53 | Ap (Si)Cr | 13,9 |
CN Тукана, HD 218495 | 9,36 | Ap EuSr | 7,4 |
Примечания
- ↑ Kurtz, D.W. Information Bulletin on Variable Stars, vol 1436, 1978[1] Архивная копия от 3 октября 2018 на Wayback Machine (англ.)
- ↑ Kurtz, D.W. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol 200, p 807, 1982[2] Архивная копия от 4 августа 2019 на Wayback Machine (англ.)
- ↑ Shibahashi, H. & Takata, M. Publication of the Astronomical Society of Japan, vol 45, p 617, 1993[3] Архивная копия от 4 августа 2019 на Wayback Machine (англ.)
- ↑ Bigot, L. & Dziembowski, W. Astronomy & Astrophysics, vol 391, p 235, 2002[4] (англ.)
- ↑ Пульсирующие магнитные пекулярные звезды . Т.А. Рябчикова (Институт астрономии РАН). Астронет. Дата обращения: 5 августа 2010. Архивировано 23 февраля 2018 года.
- ↑ Balmforth, N. et al. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol 323, p 362, 2001[5] Архивная копия от 4 августа 2019 на Wayback Machine (англ.)
- ↑ Cunha, M.S. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol 333, p 47, 2002[6] Архивная копия от 4 августа 2019 на Wayback Machine (англ.)
- ↑ Elkin, V.G. et al. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol 358, p 665[7] (англ.)
- ↑ Звезды класса Ap . Физический факультет УрГУ. Архивировано 5 мая 2012 года.