Snabbt oscillerande Ap-stjärnor ( Snabbt oscillerande Ap-stjärnor : roAp-stjärnor) är en delmängd av Ap-stjärnorna som har kortsiktiga fotometriska ljusstyrkavariationer (i storleksordningen 0,01 m ) och radiella hastighetsförändringar . De kända perioderna av ljusstyrkeändring ligger i intervallet från 5 till 21 min. De ligger på huvudsekvensen i det pulserande instabilitetsbandet som är karakteristiskt för variabla stjärnor av typen Delta Scuti .
Den första roAp-stjärnan som upptäcktes var HD 101065 (Przybylskis stjärna) [1] . Fluktuationerna i ljusstyrka upptäcktes av Donald Kurtz med hjälp av ett 20-tums teleskop vid South African Astronomical Observatory , som noterade förändringar i stjärnans ljuskurva med en period av 12,15 minuter och en amplitud på 0,01 m −0,02 m .
Stjärnor av roAp-typ vibrerar vid höga övertoner under icke-radiala pulseringar. En vanlig modell som används för att förklara beteendet hos dessa pulseringar är den sneda rotatormodellen [2] [3] [4] . I denna modell är pulsationsaxlarna placerade bort från den magnetiska axeln, vilket kan leda till en modulering av pulsationernas amplitud beroende på orienteringen av siktlinjens axel, eftersom den ändras med rotationen av stjärna . Den uppenbara kopplingen mellan den magnetiska axeln och pulsationerna ger en ledtråd till arten av drivmekanismen för pulsationerna. Eftersom roAp-stjärnor uppenbarligen är i slutet av pulsationsinstabilitetsbandet för Delta Scuti-variabler , föreslogs det att pulsationsmekanismen kunde vara liknande, det vill säga att den huvudsakliga källan till excitation av dessa svängningar är absorptionshoppet i vätejoniseringen zon , och inte He II , eftersom roAp-stjärnor har en storleksordning mindre helium än stjärnor av typen Delta Scuti [5] . Magnetfältet i denna modell styr konvektion : i området för de magnetiska polerna, där fältet är vertikalt mot ytan, undertrycks konvektion, stjärnans atmosfär är skiktad och därför kemiskt inhomogen, och svängningar av höga övertoner exciteras, medan i området för den magnetiska ekvatorn , undertrycks inte konvektion , och atmosfären förblir homogen, vilket leder till stabilisering av oscillationer - lägen med höga övertoner [6] . Instabilitetsbandet för roAp-stjärnor beräknades [7] enligt deras position på Hertzsprung-Russell-diagrammet , och en ökning av pulsationsperioder när roAp-stjärnor utvecklades förutspåddes. Sådana pulsationer hittades i HD 116114 [8] . Den har den längsta pulsationsperioden bland alla roAp-stjärnor, 21 min.
De flesta roAp-stjärnor har detekterats med hjälp av små teleskop , som har observerat små förändringar i amplitud orsakade av stjärnpulsationer, men liknande pulsationer kan också observeras genom att mäta förändringar i radiell hastighet, som kan vara ganska stora och mycket starkt beroende av spektrallinjen som hör till. , längs vilken observationer görs till ett eller annat kemiskt element, till exempel, såsom neodym eller praseodym . Vissa linjer pulserar inte alls, till exempel järn. Man tror att amplitudpulseringar förekommer i dessa stjärnors höga skikt av atmosfären, där gasernas täthet är lägre. Som ett resultat är de spektrallinjer som bildas av element som stiger högt upp i atmosfären sannolikt de mest känsliga för mätningar, medan linjerna för järngruppselementen ( Ca , Cr , Fe ) och Ba är koncentrerade i de djupare lagren av atmosfären med en abrupt minskning i de övre lagren.
Ap-stjärnor delas in i mangan (Mn), kisel (Si) och europium-krom-strontium ( Eu - Cr - Sr ). När man skriver en spektral underklass kompletteras ofta beteckningen Ap med beteckningen av ett element vars linjer är särskilt förstärkta i spektrumet, till exempel Ap- Si [9] .
För närvarande är 35 stjärnor av roAp-typ kända för att ha olika spektrala egenskaper.
| namn | Magnitud | Spektralklass | Period (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 -pump , 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. Capricorn , 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 Vattumannen , 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 |