www.wikidata.uk-ua.nina.az

Ap та Bp зорі Магнітні зорі 1 пекулярні зорі звідси і літера p латиницею спектральних класів A and B які демонструють на

Ap- та Bp-зорі

Ap- та Bp-зорі (Магнітні зорі) — пекулярні зорі (звідси і літера «p» латиницею) спектральних класів A and B, які демонструють надмірну кількість окремих металів, таких як стронцій, хром та європій; також, часто наявна і надмірна кількість празеодиму та неодиму. Ці зорі обертаються значно повільніше ніж звичайні зорі класів A та B (хоча окремі представники мають швидкість обертання до 100 км/сек) та мають сильніші магнітні поля.

Надлишок важких елементів на поверхні таких зір може бути результатом виносу з ядра у верхні шари речовини, багатої на елементи, які утворюються при швидкому захопленні нейтронів ядрами атомів (r-процес), коли нестабільне новоутворене ядро не встигає розпастися до захоплення наступного нейтрона..

Магнітні поля Редагувати

Ap- та Bp-зорі мають сильніші магнітні поля ніж класичні зорі класів відповідно A чи B. Типово сила магнітного поля таких зір становить від декількох тисяч гаусів до декількох десятків тисяч. Наприклад, у зорі HD 215441 воно сягає 33 500 гаусів (3,35 Тесла). У більшості випадків поле, змодельоване як простий диполь, є добрим наближенням та надає пояснення, чому в магнітному полі зорі є періодичні зміни, — якщо таке поле не узгоджено з віссю обертання зорі, сила поля буде змінюватись при її обертанні. На підтвердження цієї теорії слугує той факт, що зміни в магнітному полі обернено корелюють зі швидкістю обертання Ця модель дипольного поля, в якому магнітна вісь зсунута щодо осі обертання, називається модель похилого ротатора.

Походження ж таких сильних магнітних полів у Ap- та Bp-зір є нез'ясованим. Було запропоновано дві теорії[джерело?]:

  • Перша — теорія викопного поля, за якою магнітне поле таких зір є реліктом початкового поля міжзоряного середовища. У міжзоряному середовищі достатньо магнітного поля, щоб створити такі сильні магнітні поля в зорях — настільки багато, що потрібно було застосувати теорію амбіполярної дифузії, яка пояснює зменшення поля в звичайних зорях. Ця теорія вимагає, щоб магнітне поле лишалось стабільним протягом тривалого проміжку часу, і наразі незрозуміло, чи може схилене поле лишатись стабільним необхідний час. Інша проблема теорії — пояснення, чому лише невелика частина зір спектрального класу A мають сильні магнітні поля;
  • Друга теорія утворення сильного магнітного поля — динамо-дія всередині ядер Ap-зір, які обертаються; однак нахил поля до осі обертання поки що не може бути відтворений за цією моделлю — у результаті отримують поле або узгоджене з віссю обертання, або під кутом 90° до неї. Також не з'ясовано, чи можливо в рамках цієї моделі створити таке велике дипольне поле, адже зоря обертається повільно. І хоча повільне обертання можна вписати в модель швидким обертанням ядра з високим градієнтом обертання до поверхні, малоймовірно, що результатом буде необхідне асиметричне магнітне поле.

Поляриметричні виміри дозволили встановити вектор Стокса, з якого можна визначити геометрію магнітного поля, і Ap- та Bp-зорі показують швидше складне багатополюсне поле, ніж просте дипольне (північ-південь).

Еволюція Редагувати

Попередниками Ap- та Bp-зір вважають молоді зорі Ae/Be зорі Гербіга. Однак останні обертаються значно швидше, ніж перші (~ 1 дня). Вважається, що уповільнення відбувається за рахунок взаємодії магнітного поля зорі з іонізованою внутрішньою зоною протопланетарного диска, якому передається значна частина початкового обертального моменту. Для досягнення типової для Ap- та Bp-зір швидкості обертання ~1 місяць, подальше зниження відбувається за рахунок замерзання речовини зоряного вітру в лініях магнітного поля.

Плями надлишку Редагувати

У зір такого типу на поверхні спостерігаються плями, в яких кількість металів перевищує кількість у речовині довкола. Такі плями пов'язують із геометрією магнітного поля зорі. Деякі з цих зір мають варіації променевої швидкості за рахунок кількахвилинних пульсацій.

Швидко осцилюючі Ap-зорі Редагувати

Підтипом цього типу зір є швидко осцилюючі Ap-зорі (roAp-зорі), які демонструють короткі тисячні зміни зоряної величини у фотометричному діапазоні та зміни у радіальних швидкостях спектральних ліній.

Такі зміни вперше спостерігали у дуже пекулярній Ap-зорі HD101065 (зоря Пшибильського). Такі зорі розташовані в самому низу смуги нестабільності δ Щита, на головній послідовності. Зараз відомо 35 roAp-зір. Періоди їх пульсацій становлять 5-21 хвилину, вони пульсують у високих нерадіальних режимах під тиском.

Див. також Редагувати

Джерела Редагувати

  1. ↑ Магнітні зорі // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 262—263. — ISBN 966-613-263-X.
  2. Звёзды класса Ap. Физический факультет УрГУ. Архів оригіналу за 5 травня 2012. Процитовано 18 жовтня 2015. 
  3. . Архів оригіналу за 5 жовтня 2018. Процитовано 18 жовтня 2015. 
  4. Архів оригіналу за 5 жовтня 2018. Процитовано 18 жовтня 2015. 
  5. J. Silvester, G.A. Wade, O. Kochukhov, S. Bagnulo, C.P. Folsom, D. Hanes: Stokes IQUV Magnetic Doppler Imaging of Ap stars I. ESPaDOnS and NARVAL Observations. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012 (arXiv:1206.5692).
  6. E. Alecian et al.: A high-resolution spectropolarimetric survey of Herbig Ae/Be stars II. Rotation. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012 (arXiv:1211.2911).
  7. . Архів оригіналу за 3 жовтня 2018. Процитовано 18 жовтня 2015. 

Посилання Редагувати

  • Gray (2005). . Cambridge University Press. ISBN 0-521-85186-6. Архів оригіналу за 7 червня 2011. Процитовано 18 жовтня 2015. 
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри
Дата публікації:
Ap ta Bp zori Magnitni zori 1 pekulyarni zori zvidsi i litera p latiniceyu spektralnih klasiv A and B yaki demonstruyut nadmirnu kilkist okremih metaliv takih yak stroncij hrom ta yevropij takozh chasto nayavna i nadmirna kilkist prazeodimu ta neodimu Ci zori obertayutsya znachno povilnishe nizh zvichajni zori klasiv A ta B hocha okremi predstavniki mayut shvidkist obertannya do 100 km sek ta mayut silnishi magnitni polya Nadlishok vazhkih elementiv na poverhni takih zir mozhe buti rezultatom vinosu z yadra u verhni shari rechovini bagatoyi na elementi yaki utvoryuyutsya pri shvidkomu zahoplenni nejtroniv yadrami atomiv r proces koli nestabilne novoutvorene yadro ne vstigaye rozpastisya do zahoplennya nastupnogo nejtrona 2 Zmist 1 Magnitni polya 2 Evolyuciya 3 Plyami nadlishku 4 Shvidko oscilyuyuchi Ap zori 5 Div takozh 6 Dzherela 7 PosilannyaMagnitni polya RedaguvatiAp ta Bp zori mayut silnishi magnitni polya nizh klasichni zori klasiv vidpovidno A chi B Tipovo sila magnitnogo polya takih zir stanovit vid dekilkoh tisyach gausiv do dekilkoh desyatkiv tisyach Napriklad u zori HD 215441 vono syagaye 33 500 gausiv 3 35 Tesla 3 U bilshosti vipadkiv pole zmodelovane yak prostij dipol ye dobrim nablizhennyam ta nadaye poyasnennya chomu v magnitnomu poli zori ye periodichni zmini yaksho take pole ne uzgodzheno z vissyu obertannya zori sila polya bude zminyuvatis pri yiyi obertanni Na pidtverdzhennya ciyeyi teoriyi sluguye toj fakt sho zmini v magnitnomu poli oberneno korelyuyut zi shvidkistyu obertannya 4 Cya model dipolnogo polya v yakomu magnitna vis zsunuta shodo osi obertannya nazivayetsya model pohilogo rotatora Pohodzhennya zh takih silnih magnitnih poliv u Ap ta Bp zir ye nez yasovanim 1 Bulo zaproponovano dvi teoriyi dzherelo Persha teoriya vikopnogo polya za yakoyu magnitne pole takih zir ye reliktom pochatkovogo polya mizhzoryanogo seredovisha U mizhzoryanomu seredovishi dostatno magnitnogo polya shob stvoriti taki silni magnitni polya v zoryah nastilki bagato sho potribno bulo zastosuvati teoriyu ambipolyarnoyi difuziyi yaka poyasnyuye zmenshennya polya v zvichajnih zoryah Cya teoriya vimagaye shob magnitne pole lishalos stabilnim protyagom trivalogo promizhku chasu i narazi nezrozumilo chi mozhe shilene pole lishatis stabilnim neobhidnij chas Insha problema teoriyi poyasnennya chomu lishe nevelika chastina zir spektralnogo klasu A mayut silni magnitni polya Druga teoriya utvorennya silnogo magnitnogo polya dinamo diya vseredini yader Ap zir yaki obertayutsya odnak nahil polya do osi obertannya poki sho ne mozhe buti vidtvorenij za ciyeyu modellyu u rezultati otrimuyut pole abo uzgodzhene z vissyu obertannya abo pid kutom 90 do neyi Takozh ne z yasovano chi mozhlivo v ramkah ciyeyi modeli stvoriti take velike dipolne pole adzhe zorya obertayetsya povilno I hocha povilne obertannya mozhna vpisati v model shvidkim obertannyam yadra z visokim gradiyentom obertannya do poverhni malojmovirno sho rezultatom bude neobhidne asimetrichne magnitne pole Polyarimetrichni vimiri dozvolili vstanoviti vektor Stoksa z yakogo mozhna viznachiti geometriyu magnitnogo polya i Ap ta Bp zori pokazuyut shvidshe skladne bagatopolyusne pole nizh proste dipolne pivnich pivden 5 Evolyuciya RedaguvatiPoperednikami Ap ta Bp zir vvazhayut molodi zori Ae Be zori Gerbiga Odnak ostanni obertayutsya znachno shvidshe nizh pershi 1 dnya Vvazhayetsya sho upovilnennya vidbuvayetsya za rahunok vzayemodiyi magnitnogo polya zori z ionizovanoyu vnutrishnoyu zonoyu protoplanetarnogo diska yakomu peredayetsya znachna chastina pochatkovogo obertalnogo momentu Dlya dosyagnennya tipovoyi dlya Ap ta Bp zir shvidkosti obertannya 1 misyac podalshe znizhennya vidbuvayetsya za rahunok zamerzannya rechovini zoryanogo vitru v liniyah magnitnogo polya 6 Plyami nadlishku RedaguvatiU zir takogo tipu na poverhni sposterigayutsya plyami v yakih kilkist metaliv perevishuye kilkist u rechovini dovkola Taki plyami pov yazuyut iz geometriyeyu magnitnogo polya zori Deyaki z cih zir mayut variaciyi promenevoyi shvidkosti za rahunok kilkahvilinnih pulsacij Shvidko oscilyuyuchi Ap zori RedaguvatiDokladnishe roAp zoriPidtipom cogo tipu zir ye shvidko oscilyuyuchi Ap zori roAp zori yaki demonstruyut korotki tisyachni zmini zoryanoyi velichini u fotometrichnomu diapazoni ta zmini u radialnih shvidkostyah spektralnih linij Taki zmini vpershe sposterigali u duzhe pekulyarnij Ap zori HD101065 zorya Pshibilskogo 7 Taki zori roztashovani v samomu nizu smugi nestabilnosti d Shita na golovnij poslidovnosti Zaraz vidomo 35 roAp zir Periodi yih pulsacij stanovlyat 5 21 hvilinu voni pulsuyut u visokih neradialnih rezhimah pid tiskom Div takozh RedaguvatiPerelik magnitnih himichno pekulyarnih zirDzherela Redaguvati a b Magnitni zori Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 262 263 ISBN 966 613 263 X Zvyozdy klassa Ap Fizicheskij fakultet UrGU Arhiv originalu za 5 travnya 2012 Procitovano 18 zhovtnya 2015 Babcock H Astrophysical Journal vol 132 p 521 1960 Arhiv originalu za 5 zhovtnya 2018 Procitovano 18 zhovtnya 2015 Landstreet J et al Arhiv originalu za 5 zhovtnya 2018 Procitovano 18 zhovtnya 2015 J Silvester G A Wade O Kochukhov S Bagnulo C P Folsom D Hanes Stokes IQUV Magnetic Doppler Imaging of Ap stars I ESPaDOnS and NARVAL Observations In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2012 arXiv 1206 5692 E Alecian et al A high resolution spectropolarimetric survey of Herbig Ae Be stars II Rotation In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2012 arXiv 1211 2911 Kurtz D W Information Bulletin on Variable Stars vol 1436 1978 Arhiv originalu za 3 zhovtnya 2018 Procitovano 18 zhovtnya 2015 Posilannya RedaguvatiGray 2005 The Observation and Analysis of Stellar Photospheres Cambridge University Press ISBN 0 521 85186 6 Arhiv originalu za 7 chervnya 2011 Procitovano 18 zhovtnya 2015 Otrimano z https uk wikipedia org w index php title Ap ta Bp zori amp oldid 35344864