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la étoiles Ap et Bp ils sont étoiles particulières (D'où la lettre « p ») de classe A ou B qui ont une surabondance de certains métaux, tels que strontium, la chrome et l 'europium; souvent trouvé aux licenciements praséodyme et néodyme. Ces étoiles tournent sur eux-mêmes avec des vitesses beaucoup plus lentes que les étoiles normales de leurs classes, bien qu'il y ait des exceptions représentées par des étoiles qui tournent à des vitesses jusqu'à 100 km / s.

champs magnétiques

Les étoiles de ce type ont champs magnétiques plus intense que les étoiles normales A ou B, qui atteignent dans le cas de HD 215441 33,5 ksol (3,35 T)[1]. Habituellement, le champ magnétique de ces étoiles peut avoir des valeurs allant de quelques dizaines de kG et kG. Dans la plupart des cas, le champ peut être modélisé comme un simple dipôle magnétique. On suppose que les étoiles de ce type de l'axe magnétique n'est pas aligné avec l'axe de rotation de l'étoile. Ce modèle de champ magnétique des étoiles Ap et Bp, dans lequel l'axe magnétique est décalé par rapport à l'axe de rotation, est connu sous le nom modèle rotatif oblique. Il explique la variation apparente du champ magnétique qui est détecté en observant ces étoiles: comme l'étoile tourne, le champ magnétique est exposé à l'observateur de la Terre aura des valeurs différentes. Une confirmation de cette hypothèse vient du fait que la période de la variation de champ magnétique est en corrélation inverse avec la vitesse de rotation[2].

L'origine de ces champs magnétiques est un problème non encore complètement résolu. Il y a deux théories qui ont été proposées pour les expliquer. Le premier, le soi-disant hypothèse sur le terrain fossile, Il soutient que le champ magnétique est tout ce qui reste du champ magnétique présent dans un premier temps milieu interstellaire. Il suffit pour générer le champ magnétique au milieu des étoiles Ap et Bp, de sorte que la théorie de la diffusion ambipolaire a été remise en question afin d'expliquer pourquoi ce champ a diminué dans les étoiles normales. Cette théorie doit supposer que le champ reste stable pendant de longues périodes de temps, mais on ne sait pas si cela est possible dans des domaines qui tournent sur le côté. Un autre problème que la théorie doit résoudre est l'explication de la raison pour laquelle seule une petite partie de la classe A étoile a des champs magnétiques puissants. L'autre théorie attribue la présence de champs magnétiques en présence d'un dynamo dans le noyau dans la rotation de l'étoile. Même cette théorie a cependant certaines difficultés: en premier lieu, il ne parvient pas à expliquer la rotation oblique, mais fournit des champs magnétiques ou aligné avec l'axe de rotation ou incliné de 90 ° par rapport à celui-ci. En outre, il ne sait pas si, compte tenu de la lenteur avec laquelle ce type d'étoiles tournent sur eux-mêmes, la rotation est suffisante pour générer un tel champ magnétique intense. Pour résoudre ce problème, il a fait appel à l'hypothèse que le noyau tourne beaucoup plus vite que la surface, mais on ne sait pas si une structure similaire peut générer le champ magnétique observé.

Zone avec beaucoup d'éléments chimiques

Les étoiles de ce type ont des domaines dans lesquels certains éléments chimiques sont beaucoup plus abondantes que la normale. Ces zones ont une relation avec la géométrie du champ magnétique. Quelques étoiles sont des variations de vitesse radiale la période de quelques minutes en provenance de l'étoile subit des pulsations. Pour étudier ces étoiles sont utilisées des méthodes spectroscopique haute résolution, ainsi que des techniques imagerie Doppler pour cartographie la surface de l'étoile.

Étoile oscillation rapide Ap

Un sous-ensemble de ces étoiles sont appelés Ap étoiles en oscillation rapide (ROAP): Ils présentent des variations photométrique quelques millisecondes ampleur et des variations de vitesse radiale sur de courtes périodes. La première étoile du genre à découvrir est HD101065 (Przybylski Star)[3]. Ces étoiles semblent se produire dans séquence principale dessous de la bande d'instabilité en correspondance avec le les variables Delta Scuti. La période de pulsation des étoiles ROAP varie de 5 à 21 minutes. On pense que les oscillations sont causées par des ondes de pression non radiale. Jusqu'à présent, 35 ont été découverts étoiles de ce type.

notes

  1. ^ H. W. Babcock, Le champ magnétique 34 kG de HD 215441., en Astrophysical Journal, vol. 132, 1960, pp. 521-531, DOI:10,1086 / 146960. Récupéré le 19/05/2011.
  2. ^ J. D. Landstreet, S. Bagnulo, V. Andretta, L. Fossati, E. Mason, J. Silaj, G. A. Wade, Recherche de liens entre les champs magnétiques et l'évolution stellaire: II. L'évolution des champs magnétiques comme l'a révélé par l'observation des étoiles Ap en grappes et associations ouvertes, en Astronomie et Astrophysique, vol. 470, 2007, pp. 685-698, DOI:10.1051 / 0004-6361: 20077343. Récupéré le 19/05/2011.
  3. ^ Kurtz, D. W. Bulletin d'information sur étoiles variables, vol 1436, 1978

bibliographie

D. F. Gray L'observation et l'analyse des photosphères Stellar, Cambridge, Cambridge University Press, 2005. ISBN 0521851866.

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