<< 1. Введение | Оглавление | 3. Пульсации лучевых скоростей >>

2. Основные характеристики roAp звезд

В настоящее время группа roAp звезд состоит из 32 объектов, обнаруженных по фотометрическим изменениям блеска. Подробный обзор roAp звезд был сделан Куртцем [3]. roAp звезды лежат в интервале эффективных температур 6400-8100 К в средней части ГП. Периоды пульсаций очень короткие, 5-15 мин, с амплитудой (от пика к пику) в пределах 0.8-15 mmag. Отсюда следуют необычайно высокие требования к точности наблюдений этих звезд. Диапазон магнитных полей очень велик - от практически нулевого поля (HD 203932) до среднего поверхностного поля  8 кГс (HD 166473). Большинство звезд мультипериодичны, что усложняет поисковые наблюдения, поскольку пульсации могут практически исчезать время от времени из-за биений. Многие основные частоты представляют собой триплеты с расщеплением, точно равным частоте вращения звезды. Для ряда звезд с хорошо известными периодами вращения и кривыми изменения магнитного поля была получена вращательная модуляция амплитуды колебаний, при этом максимум амплитуды точно совпадает с максимумом магнитного поля. Чтобы объяснить наблюдения, Куртц [4] предложил модель, в которой ось пульсаций совпадает не с осью вращения, как у классических пульсаторов, а с осью магнитного поля, которая наклонена к оси вращения звезды под определенным углом. Эта модель получила название модели наклонного пульсатора (МНП). Если основная мода колебаний дипольная, то при вращении звезда поворачивается к наблюдателю разными полюсами и мы видим скачок фазы пульсаций в радиан 2 раза за полный оборот звезды. Подтверждение модели наклонного пульсатора получено по наблюдениям ряда звезд, в частности roAp звезды HR 3831 [5].

На рис. 2 хорошо видны двойная волна в изменении за период вращения амплитуды спектроскопических (лучевые скорости - RV) пульсаций и соответствующие скачки в изменении фазы пульсаций. Анализ наблюдаемых частот пульсаций показывает, что roAp звезды пульсируют в высоких обертонах нерадиальных -мод с низкими . Чаще всего это дипольные колебания ( = 1). Обычный -механизм, ответственный за колебания звезд в классической полосе нестабильности (зона ионизации He II), возбуждает -моды низких обертонов, а колебания высоких обертонов быстро затухают. В roAp звездах, напротив, только высокие обертоны. В принципе, такие колебания могут возбуждаться в зоне ионизации водорода, и соответствующая модель была предложена в работе [6]. Магнитное поле в данной модели управляет конвекцией: в районе магнитных полюсов, где поле вертикально к поверхности, конвекция подавляется, атмосфера звезды стратифицирована и поэтому химически неоднородна, и происходит возбуждение колебаний высоких обертонов, тогда как в районе магнитного экватора конвекция не подавляется, и атмосфера остается однородной, что приводит к стабилизации колебаний -мод высоких обертонов. Эта модель не объясняет всех явлений, наблюдаемых в roAp звездах.

---

<< 1. Введение | Оглавление | 3. Пульсации лучевых скоростей >>

Публикации с ключевыми словами: Переменные звезды - магнитные звезды Публикации со словами: Переменные звезды - магнитные звезды
См. также: Световые эхо от V838 Единорога R Зайца: звезда вампира Катаклизмический рассвет Папа усмиряет Омикрон Кита Световое эхо от звезды V838 Единорога Первая удивительная звезда в соседней галактике Т Тельца и переменная туманность Хинда Все публикации на ту же тему >>