stringtranslate.com

Estrella Ap de oscilación rápida

Las estrellas Ap de oscilación rápida (roAp) son un subtipo de la clase de estrellas Ap que presentan variaciones rápidas de velocidad fotométrica o radial en escalas de tiempo cortas . Los períodos conocidos oscilan entre 5 y 23 minutos. Se encuentran en la franja de inestabilidad δ Scuti en la secuencia principal .

Descubrimiento

La primera estrella roAp que se descubrió fue HD 101065 ( Estrella de Przybylski ) en 1961. [1] Las oscilaciones fueron descubiertas por Donald Kurtz usando el telescopio de 20 pulgadas (510 mm) en el Observatorio Astronómico Sudafricano , quien vio variaciones de 10 a 20 milimagnitud en la curva de luz de la estrella con un período de 12,15 minutos.

Clasificación

Las estrellas roAp a veces se denominan variables α 2 Canum Venaticorum de oscilación rápida. [2] Tanto las estrellas roAp como algunas variables α 2 CVn se encuentran en la franja de inestabilidad δ Scuti y son estrellas químicamente peculiares y magnéticas , pero las estrellas roAp tienen períodos muy cortos, de menos de una hora.

Oscilaciones

Las estrellas roAp oscilan en modos de presión no radial de alto sobretono y bajo grado. El modelo habitual que se utiliza para explicar el comportamiento de estas pulsaciones es el modelo de pulsador oblicuo. [3] [4] [5] En este modelo, el eje de pulsación está alineado con el eje magnético, lo que puede conducir a la modulación de la amplitud de la pulsación, dependiendo de la orientación del eje con respecto a la línea de visión, ya que varía con la rotación. El vínculo aparente entre el eje magnético y el eje de pulsación da pistas sobre la naturaleza del mecanismo impulsor de las pulsaciones. Como las estrellas roAp parecen ocupar el extremo de la secuencia principal de la franja de inestabilidad δ Scuti , se ha sugerido que el mecanismo impulsor puede ser similar, es decir, el mecanismo de opacidad que opera en la zona de ionización de hidrógeno . No se puede hacer un modelo de pulsación estándar para excitar oscilaciones del tipo roAp utilizando el mecanismo de opacidad. Como el campo magnético parece ser importante, la investigación lo ha tenido en cuenta al derivar modelos de pulsación no estándar. Se ha sugerido que los modos son impulsados ​​por la supresión de la convección por el fuerte campo magnético cerca de los polos magnéticos de estas estrellas, [6] lo que explicaría la alineación del eje de pulsación con el eje magnético. Se ha calculado una franja de inestabilidad para las estrellas roAp, [7] que concordaba con las posiciones en el diagrama de Hertzsprung-Russell de las estrellas roAp descubiertas hasta ese momento, pero predecía la existencia de pulsadores de período más largo entre las estrellas roAp más evolucionadas. Dicho pulsador fue descubierto en HD 177765 , [8] que tiene el período de pulsación más largo de cualquier estrella roAp con 23,6 minutos.

La mayoría de las estrellas roAp se han descubierto utilizando pequeños telescopios para observar los pequeños cambios de amplitud causados ​​por la pulsación de la estrella. Sin embargo, también es posible observar dichas pulsaciones midiendo las variaciones en la velocidad radial de líneas sensibles, como el neodimio o el praseodimio . Algunas líneas no se ven pulsando, como el hierro . Se cree que las pulsaciones son de mayor amplitud en las atmósferas altas de estas estrellas, donde la densidad es menor. Como resultado, es probable que las líneas espectrales que se forman por elementos que levitan radiativamente en lo alto de la atmósfera sean más sensibles a la medición de la pulsación, mientras que no se espera que las líneas de elementos como el hierro , que se asientan gravitacionalmente, presenten variaciones de velocidad radial.

Lista de estrellas roAp identificadas

Referencias

  1. ^ Kurtz, DW (1978). "Variaciones de luz de 12,15 minutos en la estrella de Przybylski, HD 101065". Boletín informativo sobre estrellas variables . 1436 : 1. Código Bibliográfico :1978IBVS.1436....1K.
  2. ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus+ 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B/GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat....102025S . 1 . Código Bibliográfico :2009yCat....102025S.
  3. ^ Kurtz, DW (1982). "Estrellas AP que oscilan rápidamente". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 200 (3): 807. Bibcode :1982MNRAS.200..807K. doi : 10.1093/mnras/200.3.807 .
  4. ^ Shibahashi, Hiromoto; Takata, Masao (1993). "Teoría de los modos dipolares distorsionados de las estrellas AP de rápida oscilación: un refinamiento del modelo de pulsador oblicuo". Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón . 45 : 617. Bibcode :1993PASJ...45..617S.
  5. ^ Bigot, L.; Dziembowski, WA (2002). "El modelo del pulsador oblicuo revisado". Astronomía y Astrofísica . 391 : 235. Bibcode :2002A&A...391..235B. doi : 10.1051/0004-6361:20020824 .
  6. ^ Balmforth, NJ; Cunha, MS; Dolez, N.; Gough, DO; Vauclair, S. (2001). "Sobre el mecanismo de excitación en estrellas roAp". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 323 (2): 362. Bibcode :2001MNRAS.323..362B. doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04182.x .
  7. ^ Cunha, Margarida S. (2002). "Una franja de inestabilidad teórica para estrellas Ap que oscilan rápidamente". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 333 (1): 47. Bibcode :2002MNRAS.333...47C. doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05377.x .
  8. ^ Alentiev, D.; Kochukhov, O.; Ryabchikova, T.; Cunha, M.; Tsymbal, V.; Weiss, W. (2012). "Descubrimiento de la estrella Ap de periodo más largo con oscilación rápida HD 177765★". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 421 (1): L82–L86. arXiv : 1112.4473 . Bibcode :2012MNRAS.421L..82A. doi : 10.1111/j.1745-3933.2011.01211.x . S2CID  117092062.
  9. ^ Balona, ​​LA (2022). "Estrellas de secuencia principal TESS AF que oscilan rápidamente: ¿son las estrellas roAp una clase distinta?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 510 (4): 5743. arXiv : 2109.02246 . Bibcode :2022MNRAS.510.5743B. doi : 10.1093/mnras/stac011 .