Estrella Ap d'oscilació ràpida

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca

Un estel Ap o estrella Ap d'oscil·lació ràpida és un subtipus d'estel Ap que presenta variacions de velocitat radial o fotomètrica ràpida de curta escala temporal. Els períodes coneguts varien entre 5 I 23 minuts. Es troben en la banda d'inestabilitat delta Scuti de la seqüència principal.

Descobriment[modifica | modifica el codi]

El primer estel Ap d'oscil·lació ràpida fou HD 101065 (Estel de Przybylski).[1] Les oscil·lacions les descobrí Donald Kurtz amb un telescopi de 20 polzades a l'observatori astronòmic de Sud Àfrica, amb el qual va observar variacions de 10–20 mil·limagnitud en la corba de llum de l'estel amb un període de 12,15 minuts.

Oscil·lacions[modifica | modifica el codi]

Aquests estels oscil·len en modes d'alt sobreton, baix grau i pressió no radial. El model més habitual per explicar el comportament d'aquestes polsacions és el model de polsador oblic.[2][3][4] En aquest model l'eix de la polsació està alineat amb l'eix magnètic, la qual cosa pot portar a la modulació de l'amplitud de la polsació, depenent de l'orientació de l'eix a la línia de visió, mentre varia amb la rotació. El vincle aparent entre l'eix magnètic i la polsació de l'eix dóna pistes sobre la natura del mecanisme de la polsacions. Com sembla que els estels Ap d'oscil·lació ràpida ocupen el final de la seqüència principal a la banda d'inestabilitat de delta Scuti, s'ha suggerit que el mecanisme podria ser similar al mecanisme d'opacitat que opera en la zona d'ionització de l'hidrogen. No es pot establir cap model de polsació per exitar les oscil·lacions d'aquests estels usant el mecanisme d'opacitat. Ja que el camp magnètid sembla ser important, les investigacions ho han tingut en compte en la formulació de models de polsació no estàndards. S'ha suggerit que els models podrien estar conduïts per la supressió de la convecció pel camp magnètic fort prop dels pols magnètics d'aquests estels[5] que podria contribuir a l'aliniació de la polsació de l'eix amb l'eix del camp magnètic. S'ha calculat una banda d'inestabilitat pels estels Ap d'oscil·lació ràpida[6] que coincidiria amb la posició en el Diagrama de Hertzsprung-Russell d'aquests estels descoberts fins al moment, però prediu l'existència de polsadors de períodes més llarg entre els estels Ap d'oscil·lació ràpida més evolucionades. Aquests polsadors es descobriren a HD 177765[7] el qual té el període de polsació més llarg de tots els estels Ap d'oscil·lació ràpida en 23,6 minuts.

La majoria d'aquests estels s'han descobert usant telescopis que permeten observar petits canvis en l'amplitud causats per la polsació dels estels, no obstant també és possible observar aquestes polsacions mesurant les variacions en la velocitat radial de línies sensibles, com les de neodimi o praseodimi. Algunes línies no s'han vist polsar, com les de ferro. Es pensa que la polsacions són de més àmplia amplitud com més alt estiguin en l'atmosfera de l'estel, on la densitat és més baixa. Com a resultat, les línies espectrals formades per aquests elements que no són radiactivament elevats en les capes altes de l'atmosfera d'un estel Ap d'oscil·lació ràpida són les més propenses a ser detectades per les medicions de les polsacions, on les línies dels elements com el ferro, que s'estabilitzen amb la gravetat, no s'espera que presentin variacions en la velocitat radial.

Estels Ap d'oscil·lació ràpida[modifica | modifica el codi]

Nom de l'estel V magnitud Tipus espectral Període (min)
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
DO 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(Eu) 9.7
LX Hya, HD 80316 7.78 Ap Sr(Eu) 11.4–23.5
IM Vel, HD 83368 6.17 Ap SrEuCr 11.6
AI Ant, HD 84041 9.33 Ap SrEuCr 15.0
HD 86181 9.32 Ap Sr 6.2
HD 99563 8.16 F0 10.7
Estel de Przybylski, HD 101065 7.99 controvertit 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 desconegut 11.1
α Cir, HD 128898 3.20 Ap SrEu(Cr) 6.8
HI 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
AW Cap, 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 Gru, HD 217522 7.53 Ap (Si)Cr 13.9
CN Tuc, HD 218495 9.36 Ap EuSr 7.4

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. Kurtz, D.W. Information Bulletin on Variable Stars, vol 1436, 1978«Enllaç».(anglès)
  2. Kurtz, D.W. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol 200, p 807, 1982«Enllaç».(anglès)
  3. Shibahashi, H. & Takata, M. Publication of the Astronomical Society of Japan, vol 45, p 617, 1993«Enllaç».(anglès)
  4. Bigot, L. & Dziembowski, W. Astronomy & Astrophysics, vol 391, p 235, 2002«Enllaç».(anglès)
  5. Balmforth, N. et al. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol 323, p 362, 2001«Enllaç».(anglès)
  6. Cunha, M.S. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol 333, p 47, 2002«Enllaç».(anglès)
  7. Alentiev et al., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2012, L398 «Enllaç».(anglès)