<< 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].
 |
Рис. 2. Изменение с периодом вращения амплитуды (слева) и фазы (справа) пульсаций лучевой скорости в атмосфере roAp звезды HR 3831 |
-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:
Все публикации на ту же тему >> | |
