Магнітні 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

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. :

* 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

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

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

 *Докладніше: roAp-зорі*
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

* Перелік магнітних хімічно-пекулярних зір

## Джерела

1. ↑ 1,0 1,1 Магнітні зорі // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 262—263. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031).
3. ↑ Babcock, H. Astrophysical Journal, vol 132, p 521, 1960
4. ↑ Landstreet, J. et al.
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. ↑ Kurtz, D.W. Information Bulletin on Variable Stars, vol 1436, 1978