نجم Ap متذبذب بسرعة
تُعدّ نجوم Ap المتذبذبة بسرعة (نجوم roAp) نوعًا فرعيًا من فئة نجوم Ap، وتتميز بتغيرات سريعة في السرعة الضوئية أو الشعاعية على نطاق زمني قصير . تتراوح فترات تذبذبها المعروفة بين 5 و23 دقيقة. تقع هذه النجوم ضمن نطاق عدم استقرار نجم دلتا سكيوتي على التسلسل الرئيسي .
اكتشاف
كان أول نجم من نوع roAp يتم اكتشافه هو HD 101065 ( نجم برزيبيلسكي ) في عام 1961. [ 1 ] تم اكتشاف التذبذبات بواسطة دونالد كورتز باستخدام تلسكوب 20 بوصة (510 مم) في المرصد الفلكي الجنوب أفريقي ، والذي رأى اختلافات تتراوح بين 10 و20 ملي درجة في منحنى الضوء للنجم بفترة 12.15 دقيقة.
تصنيف
تُعرف نجوم roAp أحيانًا باسم متغيرات α 2 Canum Venaticorum سريعة التذبذب. [ 2 ] تقع كل من نجوم roAp وبعض متغيرات α 2 CVn على شريط عدم استقرار δ Scuti، وهي نجوم ذات خصائص مغناطيسية وكيميائية مميزة ، ولكن نجوم roAp لها فترات قصيرة جدًا تقل عن ساعة.
التذبذبات
تتذبذب نجوم roAp في أنماط ضغط غير شعاعية ذات نغمات عالية ودرجات منخفضة. النموذج المعتاد لتفسير سلوك هذه النبضات هو نموذج النابض المائل. [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] في هذا النموذج، يتماشى محور النبض مع المحور المغناطيسي، مما قد يؤدي إلى تعديل سعة النبض، اعتمادًا على اتجاه المحور بالنسبة لخط الرؤية، حيث يتغير مع الدوران. توفر العلاقة الواضحة بين المحور المغناطيسي ومحور النبض أدلة على طبيعة آلية تحريك النبضات. نظرًا لأن نجوم roAp تشغل على ما يبدو نهاية التسلسل الرئيسي لشريط عدم استقرار δ Scuti ، فقد اقتُرح أن آلية التحريك قد تكون متشابهة، أي آلية العتامة التي تعمل في منطقة تأين الهيدروجين . لا يمكن لأي نموذج نبض قياسي أن يُثير تذبذبات من نوع roAp باستخدام آلية العتامة. نظرًا لأهمية المجال المغناطيسي، فقد أُخذ هذا الأمر في الحسبان عند اشتقاق نماذج النبض غير القياسية. وقد اقتُرح أن هذه الأنماط ناتجة عن كبح الحمل الحراري بفعل المجال المغناطيسي القوي بالقرب من الأقطاب المغناطيسية لهذه النجوم، [ 6 ] وهو ما يُفسر محاذاة محور النبض مع المحور المغناطيسي. وقد حُسب نطاق عدم استقرار لنجوم roAp، [ 7 ] والذي توافق مع مواقع نجوم roAp المكتشفة حتى ذلك الحين على مخطط هرتزبرونغ-راسل ، ولكنه تنبأ بوجود نجوم نابضة ذات فترات أطول بين نجوم roAp الأكثر تطورًا. وقد اكتُشف نجم نابض من هذا النوع في HD 177765 ، [ 8 ] والذي يتميز بأطول فترة نبض بين جميع نجوم roAp، حيث تبلغ 23.6 دقيقة.
تم اكتشاف معظم نجوم roAp باستخدام تلسكوبات صغيرة لرصد التغيرات الطفيفة في السعة الناتجة عن نبض النجم. مع ذلك، من الممكن أيضًا رصد هذه النبضات بقياس تغيرات السرعة الشعاعية لخطوط طيفية حساسة، مثل النيوديميوم أو البراسيوديميوم . بعض الخطوط لا تُظهر نبضات، مثل الحديد . يُعتقد أن النبضات تكون في أعلى سعتها في الطبقات العليا من غلاف هذه النجوم الجوي، حيث تكون الكثافة أقل. ونتيجة لذلك، من المرجح أن تكون الخطوط الطيفية التي تتشكل من عناصر ترتفع إشعاعيًا في الطبقات العليا من الغلاف الجوي هي الأكثر حساسية لقياس النبضات، بينما لا يُتوقع أن تُظهر خطوط عناصر مثل الحديد ، التي تستقر بفعل الجاذبية، تغيرات في السرعة الشعاعية.
قائمة نجوم رواب المعروفين
| اسم النجم | مقدار السرعة V | النوع الطيفي | الفترة (بالدقائق) |
|---|---|---|---|
| AP Scl, HD 6532 | 8.45 | Ap SrEuCr | 7.1 |
| BW Cet, HD 9289 | 9.38 | Ap SrCr | 10.5 |
| V988 Cas, HD 12098 | 8.07 | F0 | 7.61 |
| BN Cet, HD 12932 | 10.25 | Ap SrEuCr | 11.6 |
| بي تي هيي، إتش دي 19918 | 9.34 | Ap SrEuCr | 14.5 |
| DO Eri ، HD 24712 | 6.00 | Ap SrEu(Cr) | 6.2 |
| UV Lep, HD 42659 | 6.77 | Ap SrCREu | 9.7 |
| HD 60435 | 8.89 | Ap Sr(Eu) | 9.7 |
| LX Hya, HD 80316 | 7.78 | Ap Sr(Eu) | 11.4–23.5 |
| آي إم فيل، إتش دي 83368 | 6.17 | Ap SrEuCr | 11.6 |
| نملة الذكاء الاصطناعي، HD 84041 | 9.33 | Ap SrEuCr | 15.0 |
| HD 86181 | 9.32 | أب كبير | 6.2 |
| HD 99563 | 8.16 | F0 | 10.7 |
| نجمة برزيبيلسكي ، HD 101065 | 7.99 | جدلي | 12.1 |
| HD 116114 | 7.02 | أب | 21.3 |
| LZ Hya, HD 119027 | 10.02 | Ap SrEu(Cr) | 8.7 |
| PP Vir, HD 122970 | 8.31 | مجهول | 11.1 |
| Xami , α Cir, HD 128898 | 3.20 | Ap SrEu(Cr) | 6.8 |
| مكتبة هاواي، HD 134214 | 7.46 | Ap SrEu(Cr) | 5.6 |
| نوساكان ، β CrB، HD 137909 | 3.68 | F0p | 16.2 |
| مكتبة GZ ، HD 137949 | 6.67 | Ap SrEuCr | 8.3 |
| HD 150562 | 9.82 | A/F(p Eu) | 10.8 |
| HD 154708 | 8.76 | أب | 8.0 |
| HD 161459 | 10.33 | Ap EuSrCr | 12.0 |
| V694 CrA، HD 166473 | 7.92 | Ap SrEuCr | 8.8 |
| 10 Aql ، HD 176232 | 5.89 | F0p Sreu | 11.6 |
| HD 177765 | 9.1 | أب | 23.6 |
| HD 185256 | 9.94 | Ap Sr(EuCr) | 10.2 |
| CK أكتوبر، HD 190290 | 9.91 | Ap EuSr | 7.3 |
| QR Tel, HD 193756 | 9.20 | Ap SrCREu | 13.0 |
| غطاء AW، HD 196470 | 9.72 | Ap SrEu(Cr) | 10.8 |
| γ Equ , HD 201601 | 4.68 | F0p | 12.4 |
| ميكروفون ثنائي القناة، عالي الدقة 203932 | 8.82 | Ap SrEu | 5.9 |
| MM Aqr, HD 213637 | 9.61 | A(p EuSrCr) | 11.5 |
| بي بي جرو، إتش دي ٢١٧٥٢٢ | 7.53 | Ap (Si)Cr | 13.9 |
| سي إن توك، إتش دي 218495 | 9.36 | Ap EuSr | 7.4 |
مراجع
- ↑ كورتز، د. و. (1978). "تغيرات ضوئية لمدة 12.15 دقيقة في نجم برزيبيلسكي، HD 101065". نشرة معلومات عن النجوم المتغيرة . 1436 : 1. رمز Bibcode : 1978IBVS.1436....1K .
- ↑ ساموس، ن.ن.؛ دورليفيتش، أ.ف.؛ وآخرون (2009). "كتالوج بيانات VizieR الإلكتروني: الكتالوج العام للنجوم المتغيرة (ساموس+ 2007-2013)". كتالوج بيانات VizieR الإلكتروني: B/GCVS. نُشر أصلاً في: 2009yCat....102025S . 1. رمز Bibcode : 2009yCat....102025S .
- ↑ كورتز، د. و. (1982). "نجوم AP المتذبذبة بسرعة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 200 (3): 807. Bibcode : 1982MNRAS.200..807K . doi : 10.1093/mnras/200.3.807 .
- ↑ شيباهاشي، هيروموتو؛ تاكاتا، ماساو (1993). "نظرية أنماط ثنائي القطب المشوهة للنجوم AP المتذبذبة بسرعة: تحسين نموذج النابض المائل". منشورات الجمعية الفلكية اليابانية . 45 : 617. Bibcode : 1993PASJ...45..617S .
- ↑ بيغوت، ل.؛ دزيمبوفسكي، و.أ. (2002). "إعادة النظر في نموذج النابض المائل" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 391 : 235. Bibcode : 2002A & A...391..235B . doi : 10.1051/0004-6361:20020824 .
- ↑ بالمفورث، نيوجيرسي؛ كونها، إم إس؛ دوليز، إن؛ غوف، دي أو؛ فوكلير، إس. (2001). "حول آلية الإثارة في نجوم roAp" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 323 (2): 362. Bibcode : 2001MNRAS.323..362B . doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04182.x .
- ↑ كونها، مارغاريدا س. (2002). "شريط عدم استقرار نظري لنجوم Ap المتذبذبة بسرعة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 333 (1): 47. Bibcode : 2002MNRAS.333...47C . doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05377.x .
- ↑ ألينتييف، د.؛ كوتشوخوف، أ.؛ ريابشيكوفا، ت.؛ كونها، م.؛ تسيمبال، ف.؛ فايس، و. (2012). "اكتشاف أطول نجم Ap متذبذب سريعًا ذو دورة طويلة، HD 177765★" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية: رسائل . 421 (1): L82– L86. arXiv : 1112.4473 . Bibcode : 2012MNRAS.421L..82A . doi : 10.1111/j.1745-3933.2011.01211.x . S2CID 117092062 .
- ↑ بالونا، ل. أ. (2022). "نجوم التسلسل الرئيسي المتذبذبة بسرعة في تلسكوب TESS AF: هل تُشكّل نجوم roAp فئةً مميزة؟" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 510 (4): 5743. arXiv : 2109.02246 . Bibcode : 2022MNRAS.510.5743B . doi : 10.1093/mnras/stac011 .
- نجوم Ap المتذبذبة بسرعة
- نجوم من النوع أ