Ap/Bp星
Ap星（Ap型星）およびBp星（Bp型星）は、それぞれA型およびB型のスペクトル分類を持つ恒星の中で、「特異星（peculiar star）」と呼ばれるグループに属します。これらの恒星の大きな特徴は、特定の元素が通常よりも著しく多く存在することです。特にストロンチウム（Sr）、クロム（Cr）、ユウロピウム（Eu）などが過剰に観測され、時にはプラセオジム（Pr）やネオジム（Nd）なども豊富に見られます。また、スペクトル型がF型（F2程度まで）の特異星はFp型星として分類されます。
これらの特異星は、同じスペクトル型を持つ通常の恒星と比較して、自転速度が非常に遅いという性質も持っています。通常のA型星やB型星が数百km/sで自転するのに対し、Ap星やBp星の自転速度はおよそ100km/s程度にとどまります。
Ap星やBp星の最も顕著な特徴の一つは、その持つ磁場の強さです。通常のA型星やB型星の磁場が弱いのに比べ、これらの特異星は数キロガウス（kG）から数十キロガウスという、桁違いに強い磁場を持っています。例えば、恒星HD 215441では、磁場強度が33.5 kG（3.35テスラ）にも達することが観測されています。
多くのAp星やBp星の磁場は、比較的単純な双極子（棒磁石のような形状）としてモデル化されることが多いです。この双極子磁場が恒星の自転軸に対して傾いている場合、「斜め自転モデル」として知られる状況が生まれます。このモデルでは、恒星が自転するにつれて、観測者から見た磁場の向きや強さが周期的に変化します。この磁場強度の周期的な変動は、恒星の自転周期と一致することが理論的に予測されています。
しかしながら、Ap星やBp星に見られるこのような極めて強い磁場の起源については、天体物理学における未解決問題の一つです。現在、主に二つの理論が提唱されていますが、いずれも決定的な証拠があるわけではありません。
一つ目の理論は、「化石場理論」と呼ばれるものです。これは、恒星が形成される元となった星間物質が持っていた磁場が、恒星の進化を通じてそのまま「化石」として残ったとする考え方です。星間物質には、恒星の形成に十分な磁場が存在すると考えられており、実際に、通常の恒星の磁場がなぜ弱いのかを説明するために、磁場が拡散する理論（両極性拡散理論など）も提唱されています。しかし、化石場理論にはいくつかの課題があります。一つは、斜め自転モデルのような配置で長期にわたって磁場が安定して存在し続けられるのかが十分に解明されていない点です。もう一つの課題は、A型星全体から見ると、強い磁場を持つのはごく一部のAp星に限られるという事実を、この理論だけでは説明しきれないことです。
もう一つの起源理論は、自転しているAp星の恒星内部、特に核などで発電作用（ダイナモ効果）が生じているとするものです。しかし、このモデルでは、生成される双極子磁場の軸が恒星の自転軸と平行になるか、または直交するかのいずれかになる傾向があり、観測されるような斜めに傾いた磁場（斜め自転モデル）を自然に説明するのが難しいという問題点があります。また、Ap星の自転速度が遅いことから、これほど大きな双極子場を発電作用によって形成できるのかについても疑問が残されています。
Ap星やBp星では、過剰に存在する特異元素が恒星表面に一様に分布しているわけではなく、磁場の配置と関連した特定の領域に集中していることが観測から示唆されています。これらの恒星の中には、ごく短い周期で視線速度が変化するものがあります。高解像度の分光観測と、ドップラー効果を利用した「ドップラー画像化」と呼ばれる技術を用いることで、恒星表面における特異元素の分布マップを作成することが可能になります。このマップでは、特異元素が豊富な領域が斑点状に現れる様子が捉えられています。
Ap星の中には、「高速振動Ap星（rapidly oscillating Ap star）」、略してroAp星と呼ばれる特殊なサブグループが存在します。これらの恒星は、数ミリ等級というごくわずかながら、短い周期（通常5分から21分程度）で光度が変化し、同時にスペクトル線の視線速度も変化するという脈動現象を示します。roAp星として最初に発見されたのはHD 101065です。これらの恒星は、恒星の進化段階を示すヘルツシュプルング・ラッセル図上では、脈動変光星が多く存在する「不安定帯」の、比較的温度が低い（HR図の下側）部分に位置しています。現在までに約35個のroAp星が確認されています。
（参考文献：Gray “The Observation and Analysis of Stellar Photospheres”, (2005), Cambridge University Press, ISBN 0-521-85186-6）
これらの特異星は、同じスペクトル型を持つ通常の恒星と比較して、自転速度が非常に遅いという性質も持っています。通常のA型星やB型星が数百km/sで自転するのに対し、Ap星やBp星の自転速度はおよそ100km/s程度にとどまります。
強い磁場
Ap星やBp星の最も顕著な特徴の一つは、その持つ磁場の強さです。通常のA型星やB型星の磁場が弱いのに比べ、これらの特異星は数キロガウス（kG）から数十キロガウスという、桁違いに強い磁場を持っています。例えば、恒星HD 215441では、磁場強度が33.5 kG（3.35テスラ）にも達することが観測されています。
多くのAp星やBp星の磁場は、比較的単純な双極子（棒磁石のような形状）としてモデル化されることが多いです。この双極子磁場が恒星の自転軸に対して傾いている場合、「斜め自転モデル」として知られる状況が生まれます。このモデルでは、恒星が自転するにつれて、観測者から見た磁場の向きや強さが周期的に変化します。この磁場強度の周期的な変動は、恒星の自転周期と一致することが理論的に予測されています。
しかしながら、Ap星やBp星に見られるこのような極めて強い磁場の起源については、天体物理学における未解決問題の一つです。現在、主に二つの理論が提唱されていますが、いずれも決定的な証拠があるわけではありません。
一つ目の理論は、「化石場理論」と呼ばれるものです。これは、恒星が形成される元となった星間物質が持っていた磁場が、恒星の進化を通じてそのまま「化石」として残ったとする考え方です。星間物質には、恒星の形成に十分な磁場が存在すると考えられており、実際に、通常の恒星の磁場がなぜ弱いのかを説明するために、磁場が拡散する理論（両極性拡散理論など）も提唱されています。しかし、化石場理論にはいくつかの課題があります。一つは、斜め自転モデルのような配置で長期にわたって磁場が安定して存在し続けられるのかが十分に解明されていない点です。もう一つの課題は、A型星全体から見ると、強い磁場を持つのはごく一部のAp星に限られるという事実を、この理論だけでは説明しきれないことです。
もう一つの起源理論は、自転しているAp星の恒星内部、特に核などで発電作用（ダイナモ効果）が生じているとするものです。しかし、このモデルでは、生成される双極子磁場の軸が恒星の自転軸と平行になるか、または直交するかのいずれかになる傾向があり、観測されるような斜めに傾いた磁場（斜め自転モデル）を自然に説明するのが難しいという問題点があります。また、Ap星の自転速度が遅いことから、これほど大きな双極子場を発電作用によって形成できるのかについても疑問が残されています。
恒星表面の元素分布
Ap星やBp星では、過剰に存在する特異元素が恒星表面に一様に分布しているわけではなく、磁場の配置と関連した特定の領域に集中していることが観測から示唆されています。これらの恒星の中には、ごく短い周期で視線速度が変化するものがあります。高解像度の分光観測と、ドップラー効果を利用した「ドップラー画像化」と呼ばれる技術を用いることで、恒星表面における特異元素の分布マップを作成することが可能になります。このマップでは、特異元素が豊富な領域が斑点状に現れる様子が捉えられています。
高速振動Ap星（roAp星）
Ap星の中には、「高速振動Ap星（rapidly oscillating Ap star）」、略してroAp星と呼ばれる特殊なサブグループが存在します。これらの恒星は、数ミリ等級というごくわずかながら、短い周期（通常5分から21分程度）で光度が変化し、同時にスペクトル線の視線速度も変化するという脈動現象を示します。roAp星として最初に発見されたのはHD 101065です。これらの恒星は、恒星の進化段階を示すヘルツシュプルング・ラッセル図上では、脈動変光星が多く存在する「不安定帯」の、比較的温度が低い（HR図の下側）部分に位置しています。現在までに約35個のroAp星が確認されています。
（参考文献：Gray “The Observation and Analysis of Stellar Photospheres”, (2005), Cambridge University Press, ISBN 0-521-85186-6）
もう一度検索
【記事の利用について】
タイトルと記事文章は、記事のあるページにリンクを張っていただければ、無料で利用できます。
※画像は、利用できませんのでご注意ください。
【リンクついて】
リンクフリーです。