Ap- a Bp-hvězdy jsou zvláštní hvězdy (odtud p v názvu) spektrálních tříd A a B, v jejichž spektrech se nacházejí čáry některých kovů vzácných zemin, jako je stroncium , chrom a europium a někdy praseodym a neodym . jsou ostře vylepšeny . Nárůst obsahu těžkých prvků v atmosférách takových hvězd lze pochopit, pokud umožníme odstranění z hlubin na povrch látky bohaté na prvky vzniklé rychlým záchytem neutronů atomovými jádry ( r-proces ) , kdy jádro nově vzniklé v procesu záchytu neutronu nestihne před pohlcením ještě jeden neutron rozpadnout . [1] Tyto hvězdy rotují mnohem pomaleji než běžné hvězdy spektrálních typů A a B, i když některé rychlosti rotace dosahují ≈100 km/s.
Hvězdy Ap a Bp mají také silná magnetická pole , mnohem větší než u klasických hvězd typu B, v případě HD 215441 dosahující 33,5 kilogauss (3,35 T ) [2] . Magnetická pole těchto hvězd se obvykle pohybují od několika kG do desítek kg. Ve většině případů je pole, které je modelováno jako jednoduchý dipól , dobrou aproximací a vysvětluje, proč existují jasné periodické změny v magnetickém poli, jako by se taková pole neshodovala s osou rotace: síla takového pole bude měnit, jak se hvězda otáčí. Na podporu této teorie bylo poznamenáno, že síla magnetického pole je nepřímo úměrná rychlosti rotace [3] . Tento model dipólového pole, ve kterém je magnetická osa posunuta k ose rotace, se nazývá model šikmého rotátoru . V některých případech jsou pozorovány více než dva magnetické póly [4] .
Původ tak vysokých magnetických polí u hvězd Ap je diskutabilní. Byly navrženy dvě hypotézy pro vysvětlení tak vysokých intenzit magnetického pole. První z nich je hypotéza reliktních oblastí, ve kterých je magnetické pole počátečním polem mezihvězdného plynu . V mezihvězdném prostředí je dostatek magnetického pole k vytvoření tak silných magnetických polí, a tak silných, že tuto teorii lze použít k vysvětlení zachování pole i u obyčejných hvězd. Tato teorie vyžaduje, aby oblasti zůstaly stabilní po dlouhou dobu, ale není jasné, zda by takové šikmo rotující pole zůstalo stabilní po dlouhou dobu. Dalším problémem této hypotézy je neschopnost vysvětlit, proč jen malá část hvězd třídy A má tato silná pole. Další hypotéza je založena na dynamo efektu uvnitř rotujících jader hvězd Ap, ale šikmou povahu pole nelze v tomto modelu vysvětlit, protože podle něj bude buď směr magnetického pole v souladu s osou rotace. nebo se otočí o 90°. V rámci tohoto vysvětlení také není jasné, zda je možné získat tak velká dipólová pole při pomalé rotaci hvězdy. Ačkoli to lze vysvětlit odkazem na rychlou rotaci jádra s vysokým rotačním gradientem na povrchu, je to nepravděpodobné.
Některé z těchto hvězd vykazují změny v radiálních rychlostech vyplývající z pulsací s frekvencí několika minut. Ke studiu těchto hvězd se používá spektroskopie s vysokým rozlišením spolu s Dopplerovým zobrazováním (Doppler imaging), které využívá rotaci k mapování povrchu hvězdy. Tyto obrázky ukazují množství skvrn.
Podmnožina této třídy hvězd, nazývaná hvězdy RoAp , vykazuje krátkodobé fotometrické změny jasnosti (řádově 0,01 m ) a změny radiálních rychlostí. Poprvé byly objeveny ve velmi zvláštní Ap hvězdě HD 101065 ( Przybylského hvězda ). Tyto hvězdy jsou podobné proměnným hvězdám typu Delta Scuti a leží v hlavní posloupnosti . V současnosti je známo 35 hvězd typu RoAp . Doba pulsací těchto hvězd se pohybuje od 5 do 21 minut [5] .