Hurtigt oscillerende Ap-stjerner ( Hurtigt oscillerende Ap-stjerner : roAp-stjerner) er en delmængde af Ap-stjerneklassen , der har kortvarige fotometriske lysstyrkevariationer (i størrelsesordenen 0,01 m ) og radiale hastighedsændringer . De kendte perioder med lysstyrkeændring ligger i området fra 5 til 21 min. De ligger på hovedsekvensen i det pulserende ustabilitetsbånd, der er karakteristisk for variable stjerner af typen Delta Scuti .
Den første opdagede roAp-stjerne var HD 101065 (Przybylskis stjerne) [1] . Udsvingene i lysstyrke blev opdaget af Donald Kurtz ved hjælp af et 20-tommer teleskop ved South African Astronomical Observatory , som bemærkede ændringer i stjernens lyskurve med en periode på 12,15 minutter og en amplitude på 0,01 m −0,02 m .
Stjerner af roAp-typen vibrerer ved høje overtoner under ikke-radiale pulseringer. En almindelig model, der bruges til at forklare adfærden af disse pulsationer, er den skrå rotatormodel [2] [3] [4] . I denne model er pulsationernes akser placeret væk fra den magnetiske akse, hvilket kan føre til en modulering af pulsationernes amplitude afhængigt af orienteringen af sigtelinjens akse, da den ændres med rotationen af pulsationerne. stjerne . Den tilsyneladende forbindelse mellem den magnetiske akse og pulsationerne giver et fingerpeg om arten af drivmekanismen for pulsationerne. Da roAp -stjerner tilsyneladende er i slutningen af pulsations-ustabilitetsbåndet af Delta Scuti-variabler , blev det foreslået, at pulsationsmekanismen kunne være ens, det vil sige, at hovedkilden til excitation af disse svingninger er absorptionsspringet i hydrogenioniseringen zone , og ikke He II , da roAp-stjerner har en størrelsesorden mindre helium end stjerner af typen Delta Scuti [5] . Det magnetiske felt i denne model styrer konvektion : i området af de magnetiske poler, hvor feltet er lodret i forhold til overfladen, er konvektion undertrykt, stjernens atmosfære er lagdelt og derfor kemisk inhomogen, og svingninger af høje overtoner exciteres, mens i området af den magnetiske ækvator undertrykkes konvektion ikke, og atmosfæren forbliver homogen, hvilket fører til stabilisering af oscillationer - tilstande med høje overtoner [6] . Ustabilitetsbåndet for roAp-stjerner blev beregnet [7] i henhold til deres position på Hertzsprung-Russell-diagrammet , og en stigning i pulsationsperioder, efterhånden som roAp-stjerner udviklede sig, blev forudsagt. Sådanne pulsationer blev fundet i HD 116114 [8] . Den har den længste pulsationsperiode blandt alle roAp-stjerner, 21 min.
De fleste roAp-stjerner er blevet detekteret ved hjælp af små teleskoper , som har observeret små ændringer i amplitude forårsaget af stjernepulsationer, men lignende pulsationer kan også observeres ved at måle ændringer i radial hastighed, som kan være ret store og afhænge meget af den spektrallinje, der hører til. , langs hvilke observationer foretages til et eller andet kemisk grundstof, for eksempel, såsom neodym eller praseodym . Nogle linjer pulserer slet ikke, såsom jern. Det menes, at amplitudepulsationer forekommer i de høje lag af atmosfæren af disse stjerner, hvor tætheden af gasser er lavere. Som følge heraf er spektrallinjerne dannet af grundstoffer, der stiger højt op i atmosfæren, sandsynligvis de mest følsomme over for målinger, mens linjerne af jerngruppeelementerne ( Ca , Cr , Fe ) og Ba er koncentreret i de dybere lag af atmosfæren med et brat fald i de øverste lag.
Ap-stjerner er opdelt i mangan (Mn), silicium (Si) og europium-chrom-strontium ( Eu - Cr - Sr ). Når man skriver en spektral underklasse, suppleres betegnelsen Ap ofte med betegnelsen for et element, hvis linjer er særligt forstærkede i spektret, for eksempel Ap- Si [9] .
I øjeblikket er 35 stjerner af roAp-typen kendt for at have forskellige spektrale træk.
| Navn | Størrelse | Spektral klasse | Periode (min.) |
|---|---|---|---|
| AP Sculptor , HD 6532 | 8,45 | Ap SrEuCr | 7.1 |
| BW Kita , HD 9289 | 9,38 | Ap SrCr | 10.5 |
| BN Kita , HD 12098 | 8.07 | F0 | 7,61 |
| HD 12932 | 10.25 | Ap SrEuCr | 11.6 |
| BT South Hydra , HD 19918 | 9,34 | Ap SrEuCr | 14.5 |
| DO Eridani , HD 24712 | 6.00 | Ap SrEu(Cr) | 6.2 |
| UV Hare , HD 42659 | 6,77 | Ap SrCrEu | 9.7 |
| HD 60435 | 8,89 | Ap Sr(Eu) | 9.7 |
| LX Hydra , HD 80316 | 7,78 | Ap Sr(Eu) | 11.4—23.5 |
| IM Parusov , HD 83368 | 6.17 | Ap SrEuCr | 11.6 |
| AI pumpe , HD 84041 | 9,33 | Ap SrEuCr | 15,0 |
| HD 86181 | 9,32 | Ap Sr | 6.2 |
| HD 99563 | 8.16 | F0 | 10.7 |
| Przybylski's Star , HD 101065 | 7,99 | B5 | 12.1 |
| HD 116114 | 7.02 | Ap | 21.3 |
| LZ Hydra , HD 119027 | 10.02 | Ap SrEu(Cr) | 8.7 |
| PP Virgin , HD 122970 | 8,31 | F0p | 11.1 |
| Alpha Circulus , HD 128898 | 3,20 | Ap SrEu(Cr) | 6.8 |
| HI Libra , HD 134214 | 7,46 | Ap SrEu(Cr) | 5.6 |
| Northern Corona Beta , HD 137909 | 3,68 | F0p | 16.2 |
| GZ Libra , HD 137949 | 6,67 | Ap SrEuCr | 8.3 |
| HD 150562 | 9,82 | A/F(p Eu) | 10.8 |
| HD 154708 | 8,76 | Ap | 8,0 |
| HD 161459 | 10.33 | Ap EuSrCr | 12,0 |
| HD 166473 | 7,92 | Ap SrEuCr | 8.8 |
| HD 176232 | 5,89 | F0p SrEu | 11.6 |
| HD 185256 | 9,94 | ApSr(EuCr) | 10.2 |
| CK Octanta , HD 190290 | 9,91 | Ap EuSr | 7.3 |
| Teleskop QR , HD 193756 | 9.20 | Ap SrCrEu | 13,0 |
| A. W. Stenbukken , HD 196470 | 9,72 | Ap SrEu(Cr) | 10.8 |
| Small Horse Gamma , HD 201601 | 4,68 | F0p | 12.4 |
| BI mikroskop , HD 203932 | 8,82 | Ap SrEu | 5.9 |
| MM Aquarius , HD 213637 | 9,61 | A(pEuSrCr) | 11.5 |
| BP Crane , HD 217522 | 7,53 | Ap(Si)Cr | 13.9 |
| CN Tucana , HD 218495 | 9,36 | Ap EuSr | 7.4 |