Étoiles Ap et Bp - Ap and Bp stars
Les étoiles Ap et Bp sont des étoiles chimiquement particulières (d'où le «p») de types A et B qui présentent une surabondance de certains métaux, tels que le strontium , le chrome et l' europium . De plus, des surabondances plus importantes sont souvent observées dans le praséodyme et le néodyme . Ces étoiles ont une rotation beaucoup plus lente que la normale pour les étoiles de type A et B , bien que certaines présentent des vitesses de rotation allant jusqu'à environ 100 kilomètres par seconde.
Champs magnétiques
Elles ont également des champs magnétiques plus forts que les étoiles classiques de type A ou B dans le cas de HD 215441, atteignant 33,5 k G (3,35 T ). Typiquement, le champ magnétique de ces étoiles se situe dans la plage de quelques kG à des dizaines de kG. Dans la plupart des cas, un champ qui est modélisé comme un simple dipôle est une bonne approximation et explique pourquoi il y a une variation périodique apparente dans le champ magnétique, comme si un tel champ n'était pas aligné avec l'axe de rotation - l'intensité du champ changera à mesure que l'étoile tourne. A l'appui de cette théorie, il a été noté que les variations du champ magnétique sont inversement corrélées à la vitesse de rotation. Ce modèle de champ dipolaire, dans lequel l'axe magnétique est décalé par rapport à l'axe de rotation, est connu sous le nom de modèle de rotateur oblique.
L'origine de ces champs magnétiques élevés dans les étoiles Ap est problématique et deux théories ont été proposées pour les expliquer. La première est l' hypothèse du champ fossile , dans laquelle le champ est une relique du champ initial dans le milieu interstellaire (ISM). Il y a un champ magnétique suffisant dans l'ISM pour créer des champs magnétiques aussi élevés - en fait, à tel point que la théorie de la diffusion ambipolaire doit être invoquée pour réduire le champ dans les étoiles normales. Cette théorie exige que le champ reste stable sur une longue période de temps, et il n'est pas clair si un tel champ tournant obliquement pourrait le faire. Un autre problème avec cette théorie est d'expliquer pourquoi seule une petite proportion d'étoiles de type A présente ces intensités de champ élevées. L'autre théorie des générations est l'action de la dynamo dans les noyaux rotatifs des étoiles Ap; cependant, la nature oblique du champ ne peut pas encore être produite par ce modèle, car on se retrouve invariablement avec un champ soit aligné avec l'axe de rotation, soit à 90 ° de celui-ci. Il est également difficile de savoir s'il est possible de générer des champs dipolaires aussi importants en utilisant cette explication, en raison de la rotation lente de l'étoile. Bien que cela puisse être expliqué en invoquant un noyau à rotation rapide avec un gradient de rotation élevé vers la surface, il est peu probable qu'un champ axisymétrique ordonné en résulterait.
Taches d'abondance
Il a été démontré que les emplacements spatiaux des surabondances chimiques sont liés à la géométrie du champ magnétique. Certaines de ces étoiles ont montré des variations de vitesse radiale résultant de pulsations de quelques minutes. Pour l'étude de ces étoiles, la spectroscopie à haute résolution est utilisée, ainsi que l'imagerie Doppler qui utilise la rotation pour déduire une carte de la surface stellaire. Ces taches de surabondance sont souvent appelées des taches d'abondance .
Étoiles Ap oscillant rapidement
Un sous-ensemble de cette classe d'étoiles, appelées étoiles Ap (roAp) à oscillation rapide , présente des variations photométriques à courte échelle de temps et des variations millimétriques et des variations des vitesses radiales des raies spectrales. Celles-ci ont été observées pour la première fois dans l'étoile très particulière Ap HD 101065 ( l'étoile de Przybylski ). Ces étoiles se trouvent au bas de la bande d'instabilité du delta Scuti , sur la séquence principale. Il existe actuellement 35 étoiles roAp connues. Les périodes de pulsation de ces oscillateurs sont comprises entre 5 et 21 minutes. Les étoiles pulsent dans des modes de pression non radiaux à haute harmonique.