急速に振動するAp星

急速に振動する Ap 星 (roAp 星)は、 Ap 星クラスのサブタイプで、短時間スケールで急速な光度変化または視線速度変化を示します。既知の周期は 5 分から 23 分です。これらは主系列のδ Scuti 不安定帯にあります。

最初に発見されたロービーム星は、1961年のHD 101065（プリビルスキーの星）でした^{。[1]この振動は、}南アフリカ天文台の20インチ（510 mm）望遠鏡を使用したドナルド・カーツによって発見されました。カーツは、 12.15分周期で星の 光度曲線に10～20ミリ等級の変化を観測しました。

^{roAp星は、急速に振動するα2カヌム・ベナティコルム変光星と呼ばれることもあります。[2] roAp星といくつかのα2CVn変光星}は、たて^座 δ星の不安定帯に位置し、磁気化学的に特異な星ですが、roAp星の周期は1時間未満と非常に短いです。

roAp 星は、高倍音、低次数、非半径方向圧力モードで振動しています。これらの脈動の挙動を説明するために通常使用されるモデルは、斜めパルセータ モデルです。^{[3] [4] [5]}このモデルでは、脈動軸は磁気軸と一直線になっており、回転によって変化する視線に対する軸の向きに応じて、脈動の振幅が変調される可能性があります。磁気軸と脈動軸の間に明らかな関連があることは、脈動の駆動メカニズムの性質を理解する手がかりになります。roAp 星はδ Scuti不安定帯の主系列端を占めているように見えるため、駆動メカニズムは同様である可能性、つまり水素イオン化領域で機能する不透明度メカニズムである可能性が示唆されています。不透明度メカニズムを使用して roAp タイプの振動を励起する標準的な脈動モデルを作成することはできません。磁場が重要であると思われるため、研究では非標準的な脈動モデルを導出する際にこれを考慮に入れてきた。これらのモードは、これらの星の磁極付近の強い磁場による対流の抑制によって駆動されると示唆されており^[6] 、これが脈動軸が磁気軸と一直線に並ぶ理由となる。roAp星の不安定帯が計算されており^{[7] 、これはその時点までに発見されたroAp星の}ヘルツシュプルング・ラッセル図上の位置と一致したが、より進化したroAp星の中にはより長周期の脈動子が存在することを予測した。そのような脈動子はHD 177765で発見され^[8]、これはroAp星の中で最も長い脈動周期が23.6分である。

ほとんどの roAp 星は、小さな望遠鏡を使用して星の脈動によって引き起こされる振幅の小さな変化を観測することで発見されています。ただし、ネオジムやプラセオジムなどの感度の高い線の視線速度の変化を測定することで、このような脈動を観測することもできます。鉄などの一部の線は脈動が見られません。脈動は、これらの星の大気の密度が低い上層で最も振幅が大きくなると考えられています。その結果、大気の高層で放射浮上する元素によって形成されるスペクトル線は脈動の測定に最も敏感である可能性が高く、一方、重力で落ち着く鉄などの元素の線は視線速度の変化を示さないと予想されます。