Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Быстро осциллирующие Ар-звезды (roAp-звезды) представляют собой подтип класса Ар-звезд, которые демонстрируют быстрые фотометрические или лучевые изменения в краткосрочном масштабе . Известные периоды колеблются от 5 до 23 минут. Они лежат в полосе δ- неустойчивости Скути на главной последовательности .

Открытие [ править ]

Первой обнаруженной roAp-звездой была HD 101065 ( звезда Пшибыльского ). [1] Осцилляции были обнаружены Дональдом Курцем с помощью 20-дюймового (510 мм) телескопа Южноафриканской астрономической обсерватории , который заметил изменения кривой блеска звезды на 10–20 миллиметров с периодом 12,15 минут.

Классификация [ править ]

Звезды roAp иногда называют быстро осциллирующими переменными α 2 Canum Venaticorum. [2] Как roAp-звезды, так и некоторые переменные α 2 CVn лежат на полосе неустойчивости δ Scuti и являются магнитными химически пекулярными звездами , но roAp-звезды имеют очень короткие периоды, менее часа.

Колебания [ править ]

Звезды roAp колеблются в режимах высокого обертона, низкой степени и нерадиального давления. Обычной моделью, которая используется для объяснения поведения этих пульсаций, является модель наклонного пульсатора. [3] [4] [5] В этой модели ось пульсации совмещена с магнитной осью, что может привести к модуляции амплитуды пульсации в зависимости от ориентации оси на луч зрения, поскольку меняется с вращением. Очевидная связь между магнитной осью и осью пульсаций дает ключ к разгадке характера движущего механизма пульсаций. Поскольку roAp-звезды, кажется, занимают конец главной последовательности полосы нестабильности δ Щита , было высказано предположение, что движущий механизм может быть аналогичным, то естьмеханизм непрозрачности , работающий в зоне ионизации водорода . Невозможно создать стандартную модель пульсации для возбуждения колебаний типа roAp с использованием механизма непрозрачности. Поскольку магнитное поле кажется важным, исследования приняли это во внимание при разработке нестандартных моделей пульсаций. Было высказано предположение, что эти моды управляются подавлением конвекции сильным магнитным полем около магнитных полюсов этих звезд [6], что объясняет совмещение оси пульсации с магнитной осью. Была рассчитана полоса неустойчивости для roAp-звезд [7], которая согласовывалась с положением на диаграмме Герцшпрунга – Рассела.roAp-звезд, открытых до этого момента, но предсказал существование более длиннопериодических пульсаторов среди более развитых roAp-звезд. Такой пульсатор был обнаружен в HD 177765 [8], у которой самый длинный период пульсации среди всех roAp-звезд - 23,6 минуты.

Большинство roAp-звезд было обнаружено с помощью небольших телескопов, чтобы наблюдать небольшие изменения амплитуды, вызванные пульсацией звезды. Однако также можно наблюдать такие пульсации, измеряя изменения лучевой скорости чувствительных линий, таких как неодим или празеодим . Некоторые линии не пульсируют, например, железо . Считается, что пульсации имеют наибольшую амплитуду высоко в атмосферах этих звезд, где плотность ниже. В результате спектральные линии , образованные элементами , которые радиационно левитируют высоко в атмосфере, вероятно, будут наиболее чувствительны к измерению пульсации, тогда как линии таких элементов, как железо, которые гравитационно оседают, не ожидается изменений лучевой скорости.

Список идентифицированных звезд roAp [ править ]

Имя звездыV величинаСпектральный типПериод (минуты)
HD 1777659.1Ap23,6
AP Scl, HD 65328,45Ap SrEuCr7.1
BW Cet, HD 92899,38Ap SrCr10,5
BN Cet, HD 120988,07F07,61
HD 1293210,25Ap SrEuCr11,6
BT Hyi, HD 199189,34Ap SrEuCr14,5
ДО Эри, HD 247126.00Ap SrEu (Cr)6.2
УФ Леп, HD 426596,77Ap SrCrEu9,7
HD 604358,89Ap Sr (Eu)9,7
LX Hya, HD 803167,78Ap Sr (Eu)11,4–23,5
IM Vel, HD 833686,17Ap SrEuCr11,6
AI Муравей, HD 840419,33Ap SrEuCr15.0
HD 861819,32Ap Sr6.2
HD 995638,16F010,7
Звезда Пшибыльского , HD 1010657,99спорный12.1
HD 1161147.02Ap21,3
LZ Hya, HD 11902710.02Ap SrEu (Cr)8,7
ПП Вир, HD 1229708.31неизвестный11.1
α Cir , HD 1288983.20Ap SrEu (Cr)6,8
HI Lib, HD 1342147,46Ap SrEu (Cr)5,6
β CrB , HD 1379093,68F0p16,2
GZ Lib, HD 1379496,67Ap SrEuCr8,3
HD 1505629,82A / F (p Eu)10,8
HD 1547088,76Ap8.0
HD 16145910,33Ap EuSrCr12.0
HD 1664737,92Ap SrEuCr8,8
HD 1762325,89F0p SrEu11,6
HD 1852569,94Ap Sr (EuCr)10.2
СК Октябрь, HD 1902909,91Ap EuSr7.3
QR Tel, HD 1937569.20Ap SrCrEu13,0
Крышка AW, HD 1964709,72Ap SrEu (Cr)10,8
γ Eql , HD 2016014,68F0p12,4
Би-микрофон, HD 2039328,82Ap SrEu5.9
MM Aqr, HD 2136379,61А (п EuSrCr)11,5
BP Gru, HD 2175227,53Ap (Si) Cr13,9
CN Tuc, HD 2184959,36Ap EuSr7,4

Ссылки [ править ]

  1. ^ Курц, Д. В. Информационный бюллетень по переменным звездам, т. 1436 (1978).
  2. ^ Samus, NN; Дурлевич, О.В. и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007-2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S . 1 . Bibcode : 2009yCat .... 102025S .
  3. ^ Курц, Д. В. Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , т. 200, стр. 807 (1982).
  4. ^ Сибахаси, Х. и Таката, М. Публикация Астрономического общества Японии, т. 45, стр. 617 (1993).
  5. ^ Бигот, Л. & Dziembowski, В. Астрономия и астрофизика, т. 391, стр. 235 (2002).
  6. ^ Balmforth, N. et al. Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, т. 323, стр. 362 (2001).
  7. ↑ Cunha, M. S. Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, т. 333, стр. 47 (2002).
  8. ^ Alentievдр., Monthly Notices Королевского астрономического общества, 2012, L398 .