Ар- и Вр-звезды — это химически пекулярные звезды (отсюда и буква «р») типов А и В, в которых наблюдается избыток некоторых металлов, таких как стронций , хром и европий . Кроме того, больший переизбыток часто наблюдается у празеодима и неодима . Эти звезды имеют гораздо более медленное вращение, чем обычно для звезд типа А и В , хотя некоторые из них демонстрируют скорость вращения примерно до 100 километров в секунду.
У них также более сильное магнитное поле , чем у классических звезд A- или B-типа в случае HD 215441, достигающее 33,5 кГс ( 3,35 Тл ). [1] Обычно магнитное поле этих звезд находится в диапазоне от нескольких кГс до десятков кГс. В большинстве случаев поле, которое моделируется как простой диполь , является хорошим приближением и дает объяснение тому, почему существуют кажущиеся периодические изменения в магнитном поле, как будто такое поле не выровнено с осью вращения - напряженность поля будет меняться по мере вращения звезды. В поддержку этой теории было отмечено, что вариации магнитного поля обратно пропорциональны скорости вращения. [2]Эта модель дипольного поля, в которой магнитная ось смещена относительно оси вращения, известна как модель наклонного ротатора.
Происхождение таких сильных магнитных полей у Ар-звезд проблематично, и для их объяснения были предложены две теории. Первая — гипотеза ископаемого поля , в которой поле является реликтом исходного поля в межзвездной среде (МЗС). В МЗС достаточно магнитного поля, чтобы создавать такие сильные магнитные поля — действительно, настолько сильные, что теория амбиполярной диффузиинеобходимо вызвать, чтобы уменьшить поле в нормальных звездах. Эта теория требует, чтобы поле оставалось стабильным в течение длительного периода времени, и неясно, может ли такое наклонно вращающееся поле делать это. Другая проблема с этой теорией состоит в том, чтобы объяснить, почему только небольшая часть звезд А-типа демонстрирует такую высокую напряженность поля. Другая теория генерации - это динамо-действие во вращающихся ядрах Ар-звезд; однако наклонная природа поля пока не может быть воспроизведена с помощью этой модели, поскольку неизменно получается поле, либо выровненное с осью вращения, либо под углом 90 ° к ней. Также неясно, возможно ли генерировать такие большие дипольные поля, используя это объяснение, из-за медленного вращения звезды. Хотя это можно было бы объяснить, привлекая быстро вращающееся ядро с высоким градиентом вращения к поверхности,[3]
Показано, что пространственное расположение химических избытков связано с геометрией магнитного поля. Некоторые из этих звезд показали изменения лучевой скорости , возникающие из-за пульсаций в несколько минут. Для изучения этих звезд используется спектроскопия высокого разрешения вместе с доплеровской визуализацией , которая использует вращение для получения карты звездной поверхности. Эти участки переизбытка часто называют пятнами изобилия .
Подмножество звезд этого класса, называемых быстро осциллирующими Ар-звездами (roAp) , демонстрируют кратковременные фотометрические вариации милливеличины и вариации лучевых скоростей спектральных линий. Впервые они наблюдались у очень пекулярной Ар-звезды HD 101065 ( звезда Пшибыльского ). [4] Эти звезды лежат в нижней части полосы нестабильности дельты Щита на главной последовательности. В настоящее время известно 35 звезд roAp. Периоды пульсаций этих осцилляторов лежат между 5 и 21 минутой. Звезды пульсируют в высокообертонных, нерадиальных модах давления.