Estrella Ap de rápida oscilación

Las estrellas Ap de oscilación rápida (estrellas roAp) son un subtipo de la clase de estrellas Ap que exhiben variaciones rápidas de velocidad fotométrica o radial en escalas de tiempo cortas . Los períodos conocidos oscilan entre 5 y 23 minutos. Se encuentran en la franja de inestabilidad δ Scuti en la secuencia principal .

La primera estrella roAp descubierta fue HD 101065 ( Estrella de Przybylski ) en 1961. ^{[ 1 ]} Las oscilaciones fueron descubiertas por Donald Kurtz utilizando el telescopio de 20 pulgadas (510 mm) del Observatorio Astronómico Sudafricano , quien vio variaciones de 10 a 20 milimagnitudes en la curva de luz de la estrella con un período de 12,15 minutos. 

Las estrellas roAp a veces se denominan variables α ^{2 Canum Venaticorum de oscilación rápida. [ 2 ]} Tanto las estrellas roAp como algunas variables α ² CVn se encuentran en la franja de inestabilidad δ Scuti y son estrellas magnéticamente químicas peculiares , pero las estrellas roAp tienen períodos muy cortos, menores de una hora.

Las estrellas roAp oscilan en modos de presión no radiales de alto sobretono y bajo grado. El modelo habitual que se utiliza para explicar el comportamiento de estas pulsaciones es el modelo de pulsador oblicuo. ^{[ 3 ] [ 4 ] [ 5 ]} En este modelo, el eje de pulsación está alineado con el eje magnético, lo que puede conducir a la modulación de la amplitud de la pulsación, dependiendo de la orientación del eje con respecto a la línea de visión, ya que varía con la rotación. El vínculo aparente entre el eje magnético y el eje de pulsación da pistas sobre la naturaleza del mecanismo impulsor de las pulsaciones. Como las estrellas roAp parecen ocupar el extremo de la secuencia principal de la franja de inestabilidad δ Scuti , se ha sugerido que el mecanismo impulsor puede ser similar, es decir, el mecanismo de opacidad que opera en la zona de ionización del hidrógeno . No se puede hacer que ningún modelo de pulsación estándar excite oscilaciones del tipo roAp utilizando el mecanismo de opacidad. Dado que el campo magnético parece ser importante, la investigación lo ha tenido en cuenta al derivar modelos de pulsación no estándar. Se ha sugerido que los modos son impulsados ​​por la supresión de la convección por el fuerte campo magnético cerca de los polos magnéticos de estas estrellas, ^{[ 6 ]} lo que explicaría la alineación del eje de pulsación con el eje magnético. Se ha calculado una franja de inestabilidad para las estrellas roAp, ^{[ 7 ]} que coincidió con las posiciones en el diagrama de Hertzsprung-Russell de las estrellas roAp descubiertas hasta ese momento, pero predijo la existencia de pulsadores de período más largo entre las estrellas roAp más evolucionadas. Dicho pulsador fue descubierto en HD 177765 , ^{[ 8 ]} que tiene el período de pulsación más largo de cualquier estrella roAp con 23,6 minutos.

La mayoría de las estrellas roAp se han descubierto utilizando pequeños telescopios para observar los pequeños cambios de amplitud causados ​​por la pulsación estelar. Sin embargo, también es posible observar dichas pulsaciones midiendo las variaciones en la velocidad radial de líneas sensibles, como las del neodimio o el praseodimio . Algunas líneas no presentan pulsaciones visibles, como la del hierro . Se cree que las pulsaciones alcanzan su máxima amplitud en las capas altas de la atmósfera de estas estrellas, donde la densidad es menor. Por consiguiente, es probable que las líneas espectrales formadas por elementos que se elevan radiativamente en las capas altas de la atmósfera sean las más sensibles a la medición de la pulsación, mientras que no se espera que las líneas de elementos como el hierro , que se asientan gravitacionalmente, presenten variaciones en la velocidad radial.