Ap- och Bp-stjärnor är speciella stjärnor (därav p i namnet) av spektralklasserna A och B, i vilkas spektra linjerna för vissa sällsynta jordartsmetaller, såsom strontium , krom och europium , och ibland praseodym och neodym är kraftigt förstärkta . En ökning av innehållet av tunga grundämnen i atmosfären av sådana stjärnor kan förstås om vi tillåter avlägsnandet från djupet till ytan av ett ämne rikt på grundämnen som bildas på grund av den snabba infångningen av neutroner av atomkärnor ( r-process ) , när kärnan som nybildats i processen för neutroninfångning inte hinner sönderfalla innan den absorberas ännu en neutron . [1] Dessa stjärnor roterar mycket långsammare än vanliga stjärnor av spektraltyperna A och B, även om vissa rotationshastigheter når ≈100 km/s.
Ap- och Bp-stjärnor har också starka magnetfält , mycket större än de för klassiska stjärnor av B-typ, i fallet med HD 215441 , som når 33,5 kilogauss (3,35 T ) [2] . Typiskt sträcker sig magnetfälten för dessa stjärnor från några få kG till tiotals kG. I de flesta fall är ett fält som är modellerat som en enkel dipol en bra approximation och förklarar varför det finns tydliga periodiska variationer i magnetfältet, som om sådana fält inte sammanfaller med rotationsaxeln: styrkan hos ett sådant fält kommer att ändras när stjärnan roterar. Till stöd för denna teori noterades att styrkan på magnetfältet är omvänt proportionell mot rotationshastigheten [3] . Denna dipolfältmodell, där den magnetiska axeln förskjuts till rotationsaxeln, kallas den sneda rotatormodellen . I vissa fall observeras fler än två magnetiska poler [4] .
Ursprunget till så höga magnetfält i Ap-stjärnor är diskutabelt. Två hypoteser har föreslagits för att förklara så höga magnetfältstyrkor. Den första av dessa är hypotesen om relikregioner, där magnetfältet är det initiala fältet för den interstellära gasen . Det finns tillräckligt med magnetfält i det interstellära mediet för att skapa så starka magnetfält, och så starkt att denna teori kan användas för att förklara fältbevarande även i vanliga stjärnor. Denna teori kräver att regionerna förblir stabila under en lång tidsperiod, men det är inte klart om ett sådant snett roterande fält skulle förbli stabilt länge. Ett annat problem med denna hypotes är oförmågan att förklara varför bara en liten del av A-klass stjärnor har dessa kraftfulla fält. En annan hypotes är baserad på dynamoeffekten inuti Ap-stjärnornas roterande kärnor, men fältets sneda natur kan inte förklaras inom denna modell, eftersom enligt den antingen magnetfältets riktning kommer i linje med rotationsaxeln , annars vrids den 90°. Det är också oklart, inom ramen för denna förklaring, om det är möjligt att få så stora dipolfält när stjärnan roterar långsamt. Även om detta kan förklaras genom att hänvisa till kärnans snabba rotation med en hög rotationsgradient vid ytan, är detta osannolikt.
Några av dessa stjärnor uppvisar förändringar i radiella hastigheter till följd av pulsationer med en frekvens på flera minuter. För att studera dessa stjärnor används högupplöst spektroskopi tillsammans med doppleravbildning (doppleravbildning), som använder rotation för att kartlägga stjärnans yta. Dessa bilder visar ett överflöd av fläckar.
En delmängd av denna klass av stjärnor, som kallas RoAp-stjärnor , visar kortsiktiga fotometriska variationer i ljusstyrka (i storleksordningen 0,01 m ) och förändringar i radiella hastigheter. De upptäcktes först i den mycket säregna Ap-stjärnan HD 101065 ( Przybylskis stjärna ). Dessa stjärnor liknar variabla stjärnor av typen Delta Scuti och ligger på huvudsekvensen . Det finns för närvarande 35 stjärnor av RoAp- typ kända . Pulseringsperioderna för dessa stjärnor sträcker sig från 5 till 21 minuter [5] .