¶ roAp
作者：慕海洋
主分类：pulsation
¶ 历史背景
强磁场的存在通常与化学特性有关，化学特性星——最著名的是Ap星——通常表现出旋转变率的迹象。Ap星——光谱类型从F0到B8的恒星经常包括在这一类别之下，由所有主序A星的5-10%组成。Ap(表示“A奇特”)恒星是具有磁性、化学性质奇特的主序星，其温度范围从不稳定带的冷边缘开始，一直延伸到蓝色边缘以外的更热的温度。这些恒星的磁场主要是全球偶极场，典型的有效场强为1-2千克。Ap星表现出光谱、磁、光度和径向速度的变化，这些变化在同一颗恒星中具有相同的周期。斜旋子模型通过假设光谱特性起源于恒星表面异常丰富的点和磁轴相对于旋转轴倾斜来解释这些变化。在这个模型中，变化是恒星旋转时从不同角度观察黑点和磁几何的结果。最冷的Ap星，也就是那些具有异常强烈的Sr、Cr、Eu和其他稀土元素的恒星，在穿越主序的地方与不稳定带重叠。在许多冷Ap星中发现了快速脉动，这引起了人们的极大兴趣，因为利用脉动有可能探测这些恒星的磁结构、大气和内部。关于这些快速振荡的Ap (roAp)恒星的早期工作主要集中在描述roAp现象和寻找该类的新成员。
roAp星的大气层中存在多种脉动现象。在大多数星体中，观测到随着深度的增加，NdIII线的RV振幅降低，而Hα核心中的RV振幅则呈现出向上层的增加。目前关于roAp星脉动的理论认为，它们是由于在氢电离层中作用的κ机制而被激发的。[8]
可以使用WASP光度测量来探测roAp和sdB星的脉动。roAp星是磁性Ap星的一种相对较少的子集，表现出短周期振荡。WASP档案中存在多个已知的roAp星的光变曲线，包括HD 12932（BN Cet）。这颗星展示了124.1 d-1（11.6分钟）的振荡，是在WASP周期图中清晰检测到的。[9]
通过使用Gaia DR2视差和光谱有效温度获得的roAp恒星的光度表明，roAp恒星略微演化，温度在6,300-8,300K的范围内，比模型预测的要低得多。roAp恒星和太阳类振荡恒星共享相同的质量-温度-光度关系，但频率比后者高约50％。这表明roAp频率是由关键的声学频率决定的，但该频率比标准模型中的要高，可能是由于大气中的温度反转造成的[10]
Ap星和Am星易混淆。Ap星是化学异常星，它们的表面元素丰度不同于太阳，并且通常具有强磁场。而Am星是化学金属丰度略高于太阳的A型星，它们的表面没有明显的磁场。两者在光谱上非常相似，因此在分类时容易混淆。Kepler观测到的γDor和roAp脉动的同时存在以及在Ap星中意外检测到δSct和γDor脉动,以及在Ap星中意外检测到δSct和γDor脉动[11]
roAp星的研究方法包括高分辨率光谱观测、光变观测和光谱线变化观测。高分辨率光谱观测可以通过测量星体的光谱线来研究roAp星的丰度和磁场分布。光变观测可以通过测量光度变化来确定roAp星的脉动模式和频率。光谱线变化观测可以通过测量光谱线的形状和强度变化来研究roAp星的脉动和磁场。此外，Kepler任务也为roAp星的研究提供了新的机会，通过测量光变和频率分析来确定这些星体的性质。[13]
¶ 物理图像
¶ 基本信息
快速振荡Ap（roAp）星是指在HR图中，处于脉动不稳定区域的主序星，有效温度在约6600K到8500K之间。它们的光变研究显示，其周期范围为五到二十五分钟，与低阶高径向倍频（Kurtz等人，2011）的声学（p-模式）脉动一致。它们的振动模式的驱动机制仍然存在争议，但最有可能的解释似乎是在氢电离区域运作的“经典”κ-机制。许多物理过程可能在这种情况下发挥作用，例如与磁场的耦合，后者能够冻结对流并允许化学元素的分层（Balmforth等人，2001）[7]
¶ 脉动机制
roAp恒星的脉动周期很短，这意味着它们以高阶式脉动，类似于那些被充分研究过的太阳5分钟振荡。在光度计上观察到振荡的事实表明低阶模式是被激发的。低次、高泛音($n \gg \ell p-mode$脉动的渐近理论(Tassoul 1980)预测模的特征频率由
其中是一个常数，取决于恒星的平衡结构，是一个二阶项。对于一阶，特征频率是一致的由
其中为声速。这个间隔是声波穿过恒星所需时间的倒数。对于太阳，，这意味着声音穿越时间为2.06小时。roAp星的值在之间，对应的声交叉时间为，与它们较大的半径相一致。当用结构参数表示为时，可以很容易地利用质量-光度关系，在理论H-R图中，常的位置本质上是常数的线。这些位点已经被许多模拟A型恒星p型振荡的人计算出来，即Gabriel等人(1985)，Shibahashi和Saio(1985)和海勒&卡瓦勒(1988)。
的一个性质是，对于值相同的模态，它是一阶简并的。因此，只有偶和奇数模式的连续泛音以为间隔，而交替偶和奇数模式的泛音以为间隔。问题是确定给定恒星中观测到的间隔是还是。上述各种A星模型都表明，对于一个轻微演化的恒星，。在一些roAp星中观测到频率间隔为。在这种情况下，理论的泛音间距，以及Ap星不是高度进化的天体这一事实，被用来证明存在交替的偶数和奇数模。然而，只有在对恒星进行独立的光度估计时，这样的结论才有保障。
现在我们来讨论二阶项，。我们已经注意到，对于模态和， Tassoul的关系是简并的。通过在这些模态之间引入轻微的频率分离来解除这种简并。物理上，模态和模态在核外具有非常相似的模态结构，但在中心具有略微不同的模态结构。这种中心模式结构的差异是恒星核心声速梯度的测量方法。由于这种梯度随着核燃烧改变核心的分子量分布而变化，小频率分离包含了关于恒星进化状态的信息。Christensen-Dalsgaard(1988)通过绘制与的模型网格，创建了一个理论星等H-R图。通过使用这两个可观测的量来在这样的图中绘制恒星，应该有可能获得星震质量和年龄估计。近年来，许多观测工作都旨在提供恒星来校准这样的图。目前，太阳是唯一一颗可以确定地画在这张图上的恒星。
¶ 其它物理图像
roAp星是一类具有化学异常的冷Ap星，其Si和稀土元素（如Sr、Cr、Eu）的丰度异常。它们具有约千高斯级别的强全局磁场，支持形成各种元素的斑块围绕磁极（Balona等人，2013年）。roAp星通过高超调（n>20）、低度（l<3）和非径向p模式（Shibahashi，1983年，Balona等人，2013年）来脉动。它们的脉动周期范围从6到23分钟，峰对峰光变化高达18毫星等[6]
发现对于研究化学异常、磁场和脉动之间的相互作用以及恒星内部模型测试具有重要意义。快速振荡Ap星是磁性主序星，其高径向顺波p模式的周期在5.7-21分钟之间。它们显示出宽带光度振幅小于0.01 mag，而稀土元素线的快速径向速度变化可以达到几km s−1。这些星体的异常大气结构表现出化学分层（Cowley等人，2001; Ryabchikova等人，2002）。这些星体的脉动也使它们成为使用星震学进行内部模型测试的有前途的对象（Aerts，Christensen-Dalsgaard＆Kurtz，2010）。[12]
RoAp恒星的丰度异常可能与辐射加速度有关，而He-weak恒星的丰度异常可能与质量流失和原子扩散之间的竞争有关。此外，这些相关性只是指示性的，因为丰度层化是一个复杂的非线性过程，原子扩散的效率取决于各种参数，并且可能取决于每颗恒星在主序期间的演化历史,[15]
¶ 典型天体
¶ 天体基本信息
¶ HD 213637
HD 213637被Houk & Smith-Moore(1988)归类为A(p EuSrCr)。Martinez(1993)确定其Strömgren指数为。计算得到的金属丰度指数，发光度指数，表明v波段存在较强的金属丰度和线阻塞。由于这些特征与roAp恒星有关，PETER MARTINEZ 和 MEINTJES决定在HD 213637中寻找快速振荡。他们的观测包括在约翰逊B光中连续10秒的积分，这是用南非萨瑟兰天文台0.75米望远镜上的the Radcliffe Peoples Photomete获得的。
¶ KIC 10195926
KIC 10195926这颗恒星显示出两种脉动模式，其周期是已知roAp恒星中最长的，分别为17.1分钟和18.1分钟，表明这颗恒星接近终末年龄的主序。主脉动模态是一个斜偶极模态，它显示了一个旋转分裂的频率七瓣，提供了模态几何形状的信息。次级模态也似乎是带有旋转分裂三重态的偶极模态，但我们能够在改进的斜脉动模型中表明，这两种模态不能具有相同的脉动轴。这是第一次在任何脉动恒星中发现了不同模式的独立脉动轴的证据!
¶ HD 103498
它是一颗化学特异性星，具有15分钟的周期振荡，但其周期振荡不是一直存在的。同时，发现其光谱特征表明它是从主序演化而来的，并且具有与其他两颗演化的Ap星HD133792和HD204411相似的大量过量的Si、Cr和Fe以及稀土元素的中等过量。而且，HD103498的高有效温度使其在HR图上的位置比目前已知的所有roAp星更高，因此是一颗不寻常的脉动星。[5]
¶ HD101065
HD 101065是一颗极其化学异常的星，被认为是roAp星群的原型星。它的化学元素组成非常复杂，包括许多罕见元素。它的振动谱被认为是高阶p-模式，振幅较高，与太阳和类太阳恒星相比，更易于探测。它被发现具有两组等间距模式，是唯一一颗显示出l=0,2和l=1,3激发模式的roAp星。研究HD 101065的目的是为了找到和识别p-模式的振动谱，确定其大气层的声学截面，检查是否存在元素的垂直层化，以验证扩散理论的有效性[3]
¶ BD +35 3616
根据给定的上下文，我们可以看到在表格1中列出的星体中，只有BD +35 3616的光谱出现了一个高频峰，大约在5mHz左右，相当于约200秒。这个高频峰在任何其他roAp星体中都没有被探测到过。然而，对于这个高频峰的原因，目前还没有找到一个合理的解释[7]
¶ 光变曲线
¶ HD 213637
¶ KIC 10195926
¶ HD 38143
¶ 二维相位折叠图
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¶ 各类数据（多波段）
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¶ 子分类（若有）
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¶ 一些问题
中等质量恒星脉动的主要问题包括：
- 脉动机制和激发模型的验证和改进
- 非线性效应和异形光变的解释
- 模式选择和频率分布的解释
- 恒星内部结构和物理特性的探究。
在解决这些问题的过程中，需要借助于观测和理论模拟等手段，例如Kepler、Gaia等天文观测平台，以及演化模型、振动模型等理论模拟方法。中等质量恒星脉动的主要问题是非常重要的，因为这些恒星的脉动可以提供有关它们内部结构和物理性质的重要信息。例如，脉动可以揭示恒星的质量、半径、年龄、化学成分和自转速度等参数。此外，脉动还可以用来研究恒星的演化，包括质量损失、星际物质吸积和演化路径等方面。因此，对中等质量恒星脉动的研究对于我们理解恒星演化和宇宙演化过程具有重要意义[10]
¶ 重要文献
[1]: Martinez. P, Kurtz. C.W. 1995. Rapid Pulsations in Ap Stars
[2]:Pulisating Stars
¶ 参考文献
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[6]:Nhlapo, D., Joshi, S., Letarte, B., Chakradhari, N.K., Tiwari, S.K., 2019. Ground-based photometric survey to search for the pulsational variability in Bp, Ap, and Am stars.
[7]:Kh, I., Ftinger, L., n.d. SEARCH FOR RAPID OSCILLATIONS AMONG SEVEN NORTHERN CP STARS.
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[14]:Engelbrecht, C.A., Frescura, F.A.M., Frank, B.S., Nicol, P.R., 2010. Multi-season photometry of the newly-discovered roAp star HD75445. Proc. IAU 6, 377–378. https://doi.org/10.1017/S174392131101787X
[15]:Ghazaryan, S., Alecian, G., Hakobyan, A.A., 2019. Statistical analysis of roAp, He-weak, and He-rich stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 487, 5922–5931. https://doi.org/10.1093/mnras/stz1678