Estrella Ap de balanceo rápido

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Las estrellas Ap de oscilación rápida (estrellas roAp) son un subtipo de la clase de estrellas Ap que exhiben cambios rápidos en la velocidad fotométrica o radial en una escala de tiempo corta. Los períodos conocidos oscilan entre 5 y 23 minutos. Se encuentran en la franja de inestabilidad δ Scuti en la secuencia principal .

Descubrimiento

La primera estrella roAp descubierta fue HD 101065 ( estrella Przybylski ) [1] . Las oscilaciones fueron descubiertas por Donald Kurtz usando el telescopio de 20 pulgadas (510 mm) del Observatorio Astronómico de Sudáfrica , que vio variaciones de 10-20 milimagnitudes en la curva de luz de la estrella durante un período de 12,15 minutos.

Clasificación

Las estrellas RoAp a veces se denominan variables α 2 Canum Venaticorum de oscilación rápida [2] . Tanto las estrellas roAp como algunas variables α 2 CVn se encuentran en la franja de inestabilidad δ Scuti y son estrellas magnéticas químicamente peculiares , pero las estrellas roAp tienen períodos muy cortos, menos de una hora.

Oscilaciones

Las estrellas RoAp oscilan en un modo de presión no radial, de bajo grado, altamente hipertónico . El modelo comúnmente utilizado para explicar el comportamiento de estas pulsaciones es el modelo de pulsador oblicuo [3] [4] [5] . En este modelo el eje de la pulsación está alineado con el eje magnético, lo que puede llevar a la modulación de la amplitud de la pulsación , dependiendo de la orientación del eje con respecto a la línea de visión, ya que varía con la rotación.

El aparente vínculo entre el eje magnético y el eje de impulsos proporciona pistas sobre la naturaleza del mecanismo de impulsión de pulsaciones. Dado que las estrellas roAp parecen ocupar el final de la secuencia principal de la franja de inestabilidad δ Scuti , se ha sugerido que el mecanismo impulsor puede ser similar, es decir, el mecanismo de opacidad que opera en la zona de ionización de hidrógeno . No es posible crear un modelo de pulsación estándar para explicar las oscilaciones de tipo roAp utilizando el mecanismo de opacidad. Dado que el campo magnético parece ser importante, la investigación lo ha tenido en cuenta al diseñar patrones de pulsaciones no estándar. Se ha propuesto que tales modelos pueden estar inspirados en la supresión de la convección por el fuerte campo magnético cerca de los polos magnéticos de estas estrellas [6] , lo que explicaría la alineación del eje de pulsación con el eje magnético. Se calculó una franja de inestabilidad para las estrellas roAp [7] , que coincidía con las posiciones del diagrama de Hertzsprung-Russell de las estrellas roAp descubiertas hasta ahora, pero predijo la existencia de estrellas pulsantes de períodos más largos entre las estrellas roAp más avanzadas. Una estrella tan pulsante fue descubierta en HD 177765 [8] , que tiene el período de pulsación más largo de cualquier estrella roAp, igual a 23,6 min .

La mayoría de las estrellas roAp se han descubierto utilizando pequeños telescopios para observar los pequeños cambios de amplitud causados ​​por la pulsación de la estrella. Sin embargo, también es posible observar tales pulsaciones midiendo cambios en la velocidad radial de líneas espectrales sensibles , como neodimio o praseodimio . Algunas líneas no se ven pulsando, como Iron . Se cree que las pulsaciones tienen la mayor amplitud en las atmósferas de estas estrellas, donde la densidad es más baja. En consecuencia, es probable que las líneas espectrales formadas por elementos que levitan radiativamente hacia arriba en la atmósfera sean más sensibles a la medición de pulsaciones, mientras que no se espera que las líneas de elementos como el hierro, que se depositan gravitacionalmente, muestren cambios en la velocidad radial.

Lista de estrellas identificadas como roAp

Nombre de la estrella Magnitud V. Tipo espeluznante Periodo (minutos)
HD 177765 9.1 Ap 23,6
AP Scl , HD 6532 8.45 Ap SrEuCr 7.1
BW Cet , HD 9289 9.38 Ap SrCr 10,5
BN Cet , HD 12098 8.07 F0 7,61
HD 12932 10.25 Ap SrEuCr 11,6
BT Hyi , HD 19918 9.34 Ap SrEuCr 14,5
HACER Eri , HD 24712 6,00 Ap SrEu (Cr) 6.2
UV Lep , HD 42659 6,77 Ap SrCrEu 9,7
HD 60435 8,89 Ap Sr (UE) 9,7
LX Hya , HD 80316 7.78 Ap Sr (UE) 11,4-23,5
IM Vel , HD 83368 6.17 Ap SrEuCr 11,6
Hormiga AI , HD 84041 9.33 Ap SrEuCr 15.0
HD 86181 9.32 Ap Sr 6.2
HD 99563 8.16 F0 10,7
Estrella de Przybylski 7,99 polémico 12,1
HD 116114 7.02 Ap 21,3
LZ Hya , HD 119027 10.02 Ap SrEu (Cr) 8.7
PP Vir , HD 122970 8.31 extraño 11,1
α Cir 3,20 Ap SrEu (Cr) 6,8
Hola Lib , HD 134214 7,46 Ap SrEu (Cr) 5,6
β CrB , HD 137909 3,68 F0p 16,2
GZ Lib , 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 Ap Sr (EuCr) 10,2
CK Oct , HD 190290 9,91 Ap EuSr 7.3
QR Tel , HD 193756 9,20 Ap SrCrEu 13,0
Gorra AW , HD 196470 9,72 Ap SrEu (Cr) 10,8
γ Eql , HD 201601 4,68 F0p 12,4
BI Mic , HD 203932 8,82 Ap SrEu 5.9
MM Aqr , HD 213637 9,61 A (p EuSrCr) 11,5
BP Grúa , HD 217522 7.53 Ap (Si) Cr 13,9
CN Tuc , HD 218495 9.36 Ap EuSr 7.4

Nota

  1. ^ (EN) Kurtz, Boletín de información de DW sobre estrellas variables, vol. 1436 (1978).
  2. ^ ( EN ) NN Samus y OV Durlevich, Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus + 2007-2013) , en Catálogo de datos en línea de VizieR: B / gcvs. Publicado originalmente en: 2009yCat .... 102025S , vol. 1, 2009, código bibliográfico : 2009yCat .... 102025S .
  3. (EN) Kurtz, DW Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 200, pág. 807 (1982).
  4. ^ (EN) Shibahashi, H. & Takata, M. Publicación de la Sociedad Astronómica de Japón, vol. 45, pág. 617 (1993).
  5. ^ (EN) Bigot, L. y Dziembowski, W. Astronomy & Astrophysics, vol. 391, pág. 235 (2002).
  6. ^ (EN) Balmforth, N. et al. Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society, vol. 323, pág. 362 (2001).
  7. ^ (EN) Cunha, MS Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society, vol. 333, pág. 47 (2002).
  8. ^ (EN) Alentiev et al., Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society, 2012, L398 .
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