Las estrellas Ap y Bp son estrellas químicamente peculiares (de ahí la "p") de tipos espectrales A y B que muestran sobreabundancia de algunos metales, como estroncio , cromo o europio . Además, a menudo se observan mayores excesos de 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 del HD 215441, alcanzando los 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 modelado 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 gire. En apoyo de esta teoría se ha observado que las variaciones del campo magnético están inversamente correlacionadas con la velocidad de rotación. [2] Este modelo de campo dipolar, en el que el eje magnético está desplazado con respecto al eje de rotación, se conoce como modelo de rotador oblicuo .
El origen de campos magnéticos tan intensos en las estrellas Ap es problemático y se han propuesto dos teorías para explicarlo. 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 intensos; de hecho, tanto es así 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 de rotación tan oblicua podría hacerlo. Otro problema de esta teoría es explicar por qué sólo una pequeña proporción de estrellas de tipo A exhiben estas altas intensidades de campo. La otra teoría de la generación es la acción de dinamo dentro de los núcleos giratorios de las estrellas Ap; sin embargo, este modelo aún no puede producir la naturaleza oblicua del campo, 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 resulte en un campo axisimétrico ordenado. [3]
Se ha demostrado que la ubicación espacial de la sobreabundancia química está relacionada con la geometría del campo magnético. Algunas de estas estrellas han mostrado variaciones de velocidad radial derivadas de pulsaciones de unos pocos minutos. Para estudiar estas estrellas se utiliza la espectroscopia de alta resolución , junto con la imagen Doppler , que utiliza la rotación para deducir un mapa de la superficie estelar. Estos parches de sobreabundancia a menudo se denominan puntos de abundancia . [4]
Un subconjunto de esta clase de estrellas, llamadas estrellas Ap (roAp) de oscilación rápida , exhiben variaciones fotométricas de milimagnitud y escalas de tiempo cortas y variaciones en las velocidades radiales de las líneas espectrales. Estos fueron observados 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 y de alto tono. [6]