Estrellas ap y bp
Las estrellas Ap y Bp son estrellas peculiares (de ahí la letra "p") de clase A o B que tienen una sobreabundancia de algunos metales, como estroncio , cromo y europio ; además, a menudo se encuentra una sobreabundancia de praseodimio y neodimio . Estas estrellas giran sobre sí mismas a velocidades mucho más lentas que las estrellas normales de su clase, aunque hay excepciones representadas por algunas estrellas que giran con velocidades que alcanzan los 100 km / s.
Campos magnéticos
Las estrellas de este tipo tienen campos magnéticos más fuertes que las estrellas A o B normales, que en el caso de HD 215441 alcanzan los 33,5 k G (3,35 T ) [1] . Por lo general, el campo magnético de estas estrellas puede tener valores entre unos pocos kG y decenas de kG. En la mayoría de los casos, el campo se puede modelar como un simple dipolo magnético . Se supone que en estrellas de este tipo el eje magnético no está alineado con el eje de rotación de la estrella. Este modelo del campo magnético de las estrellas Ap y Bp, en el que el eje magnético está desplazado del de rotación, se conoce como modelo rotatorio oblicuo . Explica la aparente variación del campo magnético que se detecta al observar estas estrellas: mientras la estrella gira, el campo magnético expuesto al observador desde la Tierra tendrá diferentes valores. Una confirmación de esta hipótesis se deriva del hecho de que el período de variación del campo magnético está inversamente correlacionado con la velocidad de rotación [2] .
El origen de estos campos magnéticos es un problema que aún no se ha resuelto por completo. Hay dos teorías que se han propuesto para explicarlos. La primera, la denominada hipótesis del campo fósil , sostiene que el campo magnético es lo que queda del campo magnético inicialmente presente en el medio interestelar . De hecho, hay suficiente campo magnético en el medio para generar el de las estrellas Ap y Bp, tanto es así que se ha cuestionado la teoría de la difusión ambipolar para explicar por qué este campo se reduce en las estrellas normales. Esta teoría debe asumir que el campo permanece estable durante largos períodos de tiempo, pero no está claro si esto es posible en campos que giran oblicuamente. Otro problema que la teoría debe resolver es la explicación de por qué solo una pequeña parte de las estrellas de clase A tienen fuertes campos magnéticos. La otra teoría atribuye la presencia de campos magnéticos a la presencia de una dínamo dentro del núcleo giratorio de la estrella. Sin embargo, esta teoría también tiene algunas dificultades: en primer lugar no explica la rotación oblicua, pero prevé campos magnéticos alineados con el eje de rotación o inclinados 90 ° con respecto a él. Además, no está claro si, dada la lentitud con la que este tipo de estrellas giran sobre sí mismas, la rotación es suficiente para generar un campo magnético tan intenso. Para resolver este problema, se ha invocado la hipótesis de que el núcleo gira mucho más rápido que la superficie, pero no está claro si tal estructura podría generar el campo magnético observado.
Zonas con abundancia de elementos químicos
Las estrellas de este tipo tienen áreas donde algunos elementos químicos son mucho más abundantes de lo normal. Estas áreas tienen relación con la geometría del campo magnético. Algunas estrellas tienen variaciones en la velocidad radial del período de unos minutos originadas por las pulsaciones que sufre la estrella. Para estudiar estas estrellas, se utilizan métodos espectroscópicos de alta resolución, junto con técnicas de imagen Doppler para mapear la superficie de la estrella.
Estrellas Ap que se mueven rápidamente
Un subconjunto de estas estrellas se llama estrellas Ap de oscilación rápida (roAp) : exhiben variaciones fotométricas de unas milésimas de magnitud y variaciones en la velocidad radial durante períodos cortos. La primera estrella de este tipo que se ha descubierto es HD101065 ( estrella de Przybylski ) [3] . Estas estrellas parecen ubicarse en la secuencia principal debajo de la franja de inestabilidad en correspondencia con las variables Delta Scuti . El período de pulsación de las estrellas roAp varía de 5 a 21 minutos. Se cree que las oscilaciones son causadas por ondas de presión no radiales. Hasta ahora se han descubierto 35 estrellas de este tipo.
Nota
- ^ HW Babcock, El campo magnético de 34 KILOGAUSS de HD 215441. , en Astrophysical Journal , vol. 132, 1960, págs. 521-531, DOI : 10.1086 / 146960 . Consultado el 19 de mayo de 2011 .
- ^ JD Landstreet, S. Bagnulo, V. Andretta, L. Fossati, E. Mason, J. Silaj, GA Wade, Búsqueda de vínculos entre campos magnéticos y evolución estelar: II. La evolución de los campos magnéticos revelada por las observaciones de estrellas Ap en cúmulos abiertos y asociaciones , en Astronomy and Astrophysics , vol. 470, 2007, págs. 685-698, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20077343 . Consultado el 19 de mayo de 2011 .
- ^ Kurtz, Boletín de información de DW sobre estrellas variables, vol 1436, 1978
Bibliografía
DF Gray La observación y análisis de fotosferas estelares , Cambridge, Cambridge University Press, 2005. ISBN 0521851866 .
