Estrelas Ap e Bp - Ap and Bp stars
As estrelas Ap e Bp são quimicamente peculiares (daí o "p") dos tipos A e B, que apresentam superabundância de alguns metais, como estrôncio , cromo e európio . Além disso, superabundâncias maiores são freqüentemente vistas no praseodímio e no neodímio . Essas estrelas têm uma rotação muito mais lenta do que o normal para estrelas do tipo A e B , embora algumas exibam velocidades de rotação de até cerca de 100 quilômetros por segundo.
Campos magnéticos
Eles também têm campos magnéticos mais fortes do que estrelas clássicas do tipo A ou B no caso de HD 215441, atingindo 33,5 k G (3,35 T ). Normalmente, o campo magnético dessas estrelas fica na faixa de alguns kG a dezenas de kG. Na maioria dos casos, um campo que é modelado como um dipolo simples é uma boa aproximação e fornece uma explicação de por que há uma variação periódica aparente no campo magnético, como se tal campo não estivesse alinhado com o eixo de rotação - a intensidade do campo mudará conforme a estrela gira. Em apoio a esta teoria, foi notado que as variações no campo magnético são inversamente correlacionadas com a velocidade de rotação. Esse modelo de campo dipolar, no qual o eixo magnético é deslocado em relação ao eixo de rotação, é conhecido como modelo do rotador oblíquo.
A origem de tais campos magnéticos elevados em estrelas Ap é problemática e duas teorias foram propostas para explicá-los. A primeira é a hipótese do campo fóssil , em que o campo é uma relíquia do campo inicial no meio interestelar (ISM). Há campo magnético suficiente no ISM para criar campos magnéticos tão altos - na verdade, tanto que a teoria da difusão ambipolar tem que ser invocada para reduzir o campo em estrelas normais. Esta teoria exige que o campo permaneça estável por um longo período de tempo, e não está claro se tal campo rotativo obliquamente poderia fazer isso. Outro problema com essa teoria é explicar por que apenas uma pequena proporção de estrelas do tipo A exibe essas intensidades de campo altas. A outra teoria de geração é a ação do dínamo dentro de núcleos rotativos de estrelas Ap; entretanto, a natureza oblíqua do campo não pode ser produzida, ainda, por este modelo, pois invariavelmente se acaba com um campo alinhado com o eixo de rotação, ou a 90 ° com ele. Também não está claro se é possível gerar tais grandes campos de dipolo usando esta explicação, devido à rotação lenta da estrela. Embora isso possa ser explicado invocando um núcleo de rotação rápida com um gradiente de alta rotação para a superfície, é improvável que um campo axissimétrico ordenado resultasse.
Pontos de abundância
As localizações espaciais das superabundâncias químicas mostraram estar conectadas com a geometria do campo magnético. Algumas dessas estrelas mostraram variações de velocidade radial decorrentes de pulsações de alguns minutos. Para estudar essas estrelas, a espectroscopia de alta resolução é usada, juntamente com a imagem Doppler, que usa a rotação para deduzir um mapa da superfície estelar. Essas manchas de superabundância são freqüentemente chamadas de manchas de abundância .
Estrelas Ap de oscilação rápida
Um subconjunto desta classe de estrelas, chamadas de estrelas Ap (roAp) de oscilação rápida , exibem variações fotométricas em milimagnitudes de curta escala e variações nas velocidades radiais das linhas espectrais. Estes foram observadas pela primeira vez no altamente peculiar Ap estrela HD 101065 ( estrela de Przybylski ). Essas estrelas estão na parte inferior da faixa de instabilidade do delta Scuti , na sequência principal. Existem atualmente 35 estrelas RoAp conhecidas. Os períodos de pulsação desses osciladores variam entre 5 e 21 minutos. As estrelas pulsam em tons altos, modos de pressão não radiais.