Las estrellas Ap y Bp son estrellas químicamente peculiares (de ahí la "p") de los tipos espectrales A y B que muestran sobreabundancia de algunos metales, como el estroncio , el cromo o el europio . Además, a menudo se observan sobreabundancias mayores en praseodimio y neodimio . Estas estrellas tienen una rotación mucho más lenta de lo normal para las estrellas de tipo A y B , aunque algunas exhiben velocidades de rotación de hasta unos 100 kilómetros por segundo.
Las estrellas Ap y Bp tienen campos magnéticos más fuertes que las estrellas clásicas de tipo A o B; en el caso de HD 215441, alcanzando 33,5 k G (3,35 T ). [1] Normalmente, el campo magnético de estas estrellas se encuentra en el rango de unos pocos kG a decenas de kG. En la mayoría de los casos, un campo que se modela como un dipolo simple es una buena aproximación y proporciona una explicación de por qué hay una variación periódica aparente en el campo magnético, como si dicho campo no estuviera alineado con el eje de rotación, la intensidad del campo cambiará a medida que la estrella gira. En apoyo de esta teoría, se ha observado que las variaciones en el campo magnético están inversamente correlacionadas con la velocidad de rotación. [2] Este modelo de un campo dipolar, en el que el eje magnético está desplazado con respecto al eje de rotación, se conoce como el modelo de rotador oblicuo .
El origen de estos campos magnéticos tan elevados en las estrellas Ap es problemático y se han propuesto dos teorías para explicarlos. La primera es la hipótesis del campo fósil , en la que el campo es una reliquia del campo inicial en el medio interestelar (ISM). Hay suficiente campo magnético en el ISM para crear campos magnéticos tan elevados, de hecho, tanto que hay que invocar la teoría de la difusión ambipolar para reducir el campo en las estrellas normales. Esta teoría requiere que el campo permanezca estable durante un largo período de tiempo, y no está claro si un campo que gira tan oblicuamente podría hacerlo. Otro problema con esta teoría es explicar por qué solo una pequeña proporción de estrellas de tipo A exhiben estas altas intensidades de campo. La otra teoría de generación es la acción del dinamo dentro de los núcleos giratorios de las estrellas Ap; sin embargo, la naturaleza oblicua del campo no puede reproducirse, hasta ahora, con este modelo, ya que invariablemente se termina con un campo alineado con el eje de rotación o a 90° de él. Tampoco está claro si es posible generar campos dipolares tan grandes utilizando esta explicación, debido a la lenta rotación de la estrella. Si bien esto podría explicarse invocando un núcleo de rotación rápida con un alto gradiente de rotación hacia la superficie, es poco probable que se produzca un campo axisimétrico ordenado. [3]
Se ha demostrado que la ubicación espacial de las sobreabundancias químicas está relacionada con la geometría del campo magnético. Algunas de estas estrellas han mostrado variaciones de velocidad radial que surgen de pulsaciones de unos pocos minutos. Para estudiar estas estrellas se utiliza la espectroscopia de alta resolución , junto con imágenes Doppler que utilizan la rotación para deducir un mapa de la superficie estelar. Estas áreas de sobreabundancia se denominan a menudo puntos de abundancia . [4]
Un subconjunto de esta clase de estrellas, llamadas estrellas Ap de oscilación rápida (roAp) , exhiben variaciones fotométricas de escala de tiempo corta y de milimagnitud, y variaciones en las velocidades radiales de las líneas espectrales. Estas fueron observadas por primera vez en la muy peculiar estrella Ap HD 101065 ( estrella de Przybylski ). [5] Estas estrellas se encuentran en la parte inferior de la franja de inestabilidad Delta Scuti , en la secuencia principal. Actualmente hay 35 estrellas roAp conocidas. Los períodos de pulsación de estos osciladores se encuentran entre 5 y 21 minutos. Las estrellas pulsan en modos de presión no radiales de sobretonos altos. [6]