Kömək
Bu səhifəni kitabınıza əlavə edin
Kitabı göstər (0 səhifə)
Səhifə təklif edinBp/Ap ulduzları — maqnit ulduzlar. Bu ulduzlar kimyəvi cəhətdən fərqli A və B tipli ulduz təsnifatına daxil ulduzlardır (buna görə də "p" hərfi) və stronsium, xrom və avropium kimi müəyyən metalların artıqlığını nümayiş etdirirlər. Bundan əlavə, prazeodymium və neodimun daha da çox olması tez-tez müşahidə olunur. Bu ulduzlar A və B ulduzları üçün tipik olduğundan daha yavaş fırlanır, baxmayaraq ki, bəziləri saniyədə 100 kilometrə qədər fırlanma sürətinə çatır.[1]
AP ulduzları, A spektral sinfinin müəyyən bir alt tipi olaraq qəbul edilir və bu ulduzlar ən yüksək metal tərkibinə sahib olan ulduzlar kimi tanınır. Adətən yüksək cəzb olunan spektral xətləri ilə müəyyən edilən bu ulduzlar, özlərinin mıknatıs sahələri və spektroskopik xüsusiyyətləri ilə diqqət çəkir. Bu ulduzlar, A spektral sinfinin ulduzlarından fərqli olaraq, bəzi xüsusi tərkibli spektral xətləri və boz-sarı rəngləri ilə seçilir. AP ulduzları, günəşdən daha isti və böyük olsa da, bir çox astrofizik müşahidə nəticələrinə səbəb olan müəyyən xüsusiyyətlərə malikdirlər. Onlar, daha yüksək metal tərkibləri ilə tanınırlar, bu da onların günəşdən daha yüksək metal hissəciklərini ehtiva etməsi deməkdir.[2][3]
BP ulduzları, B spektral sinfinin alt qrupuna aid olan ulduzlardır. BP ulduzları, B spektral sinfi daxilindəki ulduzlardan fərqli olaraq daha çox mavi rəngli və istilik baxımından yüksək ulduzlar olaraq tanınır. Bu ulduzların görünən spektrləri, onların mavi və ya mavi-ağ rənglərində olmalarını təmin edir. BP ulduzları, özləri üçün müəyyən spektral xətləri ilə seçilirlər və astronomlara təşkilatlanma prinsipləri haqqında dəyərli məlumatlar təqdim edir. BP ulduzları çox vaxt gənc və isti ulduzlar kimi tanınır və bu ulduzlar xüsusilə qaranlıq dəliklər və qalaktikaların mərkəzindəki aktiv sahələr ilə əlaqələndirilir. Bu ulduzlar, yüksək işıq çıxışı ilə tanınır və gənc ulduz buludları ilə əlaqədar araşdırmaların bir hissəsi olaraq çox əhəmiyyətlidir.[4]
- ↑ David F. Gray. The Observation and Analysis of Stellar Photospheres. Cambridge University Press. 17 noyabr 2005. 13–. ISBN 978-0-521-85186-2.
- ↑ Babcock, Horace W. "The 34-KILOGAUSS Magnetic Field of HD 215441". Astrophysical Journal. 132. 1960: 521. Bibcode:1960ApJ...132..521B. doi:10.1086/146960.
- ↑ Landstreet, J. D; Bagnulo, S; Andretta, V; Fossati, L; Mason, E; Silaj, J; Wade, G. A. "Searching for links between magnetic fields and stellar evolution: II. The evolution of magnetic fields as revealed by observations of Ap stars in open clusters and associations". Astronomy and Astrophysics. 470 (2). 2007: 685. arXiv:0706.0330. Bibcode:2007A&A...470..685L. doi:10.1051/0004-6361:20077343.
- ↑ Murphy, Simon J.; Saio, Hideyuki; Takada-Hidai, Masahide; Kurtz, Donald W.; Shibahashi, Hiromoto; Takata, Masao; Hey, Daniel R. "On the first δ SCT-roAp hybrid pulsator and the stability of p and g modes in chemically peculiar A/F stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 498 (3). 2020: 4272. arXiv:2009.00730. Bibcode:2020MNRAS.498.4272M. doi:10.1093/mnras/staa2667.