出典: フリ?百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』
Ap星
[1]
(え?ぴ?せい、Ap star
[1]
[2]
)(Ap型星
[2]
)(A型特異星
[1]
[2]
(peculiar A star
[2]
))、
Bp星
[3]
(び?ぴ?せい、Bp star
[4]
[3]
[2]
)(Bp型星
[2]
)(B型特異星
[4]
)は、A型またはB型の
特異星
である。
ストロンチウム
、
クロム
、
ユウロピウム
等の特定の元素の存在量が多く、さらに、
プラセオジム
や
ネオジム
等が多いこともある。これらの恒星は、通常のA型星やB型星と比べて
自?
が?く、100km/s程度にしかならない。
また、スペクトル型がF(F2程度まで
[2]
)のものを
Fp型星
[2]
(Fp star
[2]
)と分類する
[2]
。
磁場
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Ap/Bp星は通常のA型星やB型星と比べて、?kGから?十kGと?い
磁場
を持つ。例えば
HD 215441
では、33.5kG (3.35T) に達する
[5]
。多くの場合、?純な
?極子
でモデル化される磁場は、自?軸と一致する方向でなければ、自?につれて?さが?わるため、周期的に?化する。この理論では、磁場の?化は自?速度と逆相?する
[6]
。この?極子場のモデルでは、磁軸が自?軸と相殺し、斜め自?モデルとして知られる。
Ap星のこのような?い磁場の起源は未だ分かっていない。2つの理論が提唱されているが、いずれも決定的な物ではない。
1つめは、「化石場理論」と呼ばれ、この磁場は
星間物質
の時代の磁場の名?であると?明するものである。星間物質には、このような?い磁場を形成するのに十分な磁場が存在し、?際に、通常の恒星程度に磁場を弱めるための
?極性?散
理論が考案された。この理論では、長期に渡って磁場が安定する必要があるが、このような斜め自?で磁場が安定するかはよく分かっていない。この理論のもう1つの問題は、A型星の極一部しかこのような?い磁場を持たないことである。
?い磁場の形成を?明するもう1つの理論は、自?するAp星の
核
?で
?電
作用が生じているとするものである。しかし、このモデルでは磁軸は傾かず、一端は常に自?軸と一致するか直交する。また、恒星の自?が?いため、この?明に必要な大きな?極子場が形成され得るのかも不明である。
恒星表面のマップ
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特異元素が豊富な空間位置は、磁場の配置と?係があることが示されている。このような恒星のいくつかは、?分間の周期で
視線速度
が?化する。これらを高解像度の
分光計
とドップラ??像化を用いて?測すると、恒星表面のマップが推定できる。このマップでは、特異元素が多い場所が斑点?に表れる。
高速振動Ap星
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Ap星に含まれる高速振動Ap星
[7]
(
roAp星
[7]
)と呼ばれるグル?プは、短い周期で?ミリ等級の光度?化とスペクトル線の視線速度の?化を示す。最初に?見されたのは
HD 101065
である
[8]
。これらの恒星は、
ヘルツシュプルング?ラッセル?
では、
不安定?
の底に位置する。現在は35個のroAp星が?見されており、脈動周期は5分から21分の間である。
?連項目
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]
出典
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]
- ^
a
b
c
『天文?大事典』(初版第1版)地人書館、65,78頁。
ISBN
978-4-8052-0787-1
。
- ^
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b
c
d
e
f
g
h
i
j
『オックスフォ?ド天文??典』(初版第1刷)朝倉書店、48,55,56,341頁。
ISBN
4-254-15017-2
。
- ^
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b
『天文小?典』(初版第1刷)地人書館、37,261頁。
ISBN
4-8052-0464-8
。
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b
『文部省 ?術用語集 天文?編(?訂版)』(第1版)丸善株式?社、165頁。
ISBN
4-8181-9404-2
。
- ^
Babcock, H. Astrophysical Journal, vol 132, p 521, 1960
- ^
Landstreet, J. et al. Astronomy & Astrophysics, vol 470, p 685, 2007
- ^
a
b
『シリ?ズ現代の天文?第7? 恒星』(第I版第I刷)日本評論社、34頁。
ISBN
978-4-535-60727-9
。
- ^
Kurtz, D.W. Information Bulletin on Variable Stars, vol 1436, 1978
?考文?
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