Étoiles Ap et Bp
Les étoiles Ap et Bp  sont des étoiles chimiquement particulières (d'où le « p ») de types spectraux A et B et qui montrent des surabondances de certains métaux, tels que le strontium, le chrome et l'europium. De plus, des surabondances importantes sont souvent observées pour le praséodyme et le néodyme. Ces étoiles ont une vitesse de rotation beaucoup plus lente que la normale pour des étoiles de types A et B, bien que certaines possèdent des vitesses de rotation allant jusqu'à 100 kilomètres par seconde.

Champs magnétiques 
Les étoiles Ap et Bp ont des champs magnétiques plus forts que les étoiles classiques de types A ou B, atteignant  () dans le cas de . Typiquement le champ magnétique de ces étoiles se situe dans une plage allant de quelques kG à des dizaines de kG. Dans la plupart des cas, un champ qui est modélisé par un simple dipôle est une bonne approximation et fournit une explication au fait qu'il y a une variation périodique apparente du champ magnétique, car si un tel champ n'est pas aligné avec l'axe de rotation, l'intensité du champ changera lorsque l'étoile tourne. En support à cette théorie, il a été noté que les variations du champ magnétique sont inversement corrélées avec la vitesse de rotation. Ce modèle de champ dipolaire, dans lequel l'axe magnétique est décalé de l'axe de rotation, est appelé le modèle du rotateur oblique.

L'origine de ces champs magnétiques élevés dans les étoiles Ap est problématique et deux théories ont été proposées pour les expliquer. La première est l'hypothèse du champ fossile, dans lequel le champ magnétique est un vestige du champ initial du milieu interstellaire (ISM). Il existe un champ magnétique suffisant dans l'ISM pour créer de tels champs magnétiques élevés ; en fait, il est tellement élevé que la théorie de la diffusion ambipolaire doit être mise en avant pour réduire le champ dans les étoiles normales. Cette théorie requiert que le champ doit rester stable sur une longue période de temps, et on se sait pas clairement si un champ en rotation incliné peut le faire. Un autre problème avec cette théorie est d'expliquer pourquoi seule une faible proportion des étoiles de type A possèdent ces champs élevés. La deuxième théorie implique l'effet dynamo au sein des cœurs en rotation des étoiles Ap ; cependant, la nature oblique du champ ne peut pas être reproduite par ce modèle, car elle aboutit invariablement à un champ aligné soit avec l'axe de rotation, soit à 90° de ce dernier. Il est aussi difficile d'expliquer comment il est possible de générer de tels champs dipolaires élevés avec cette hypothèse, à cause de la rotation lente de l'étoile. Même si cela pourrait s'expliquer en supposant un cœur en rotation rapide avec un fort gradient de vitesse de rotation vers la surface, il est peu probable qu'un champ axisymétrique régulier en résulterait.

Taches d'abondance 
On a montré que les positions spatiales des surabondances chimiques sont corrélées avec la géométrie du champ magnétique. Certaines de ces étoiles montrent des variations de vitesse radiale provenant de pulsations de quelques minutes. Pour étudier ces étoiles la spectroscopie à haute-résolution est utilisée, avec l'imagerie Doppler qui utilise la rotation pour construire une carte de la surface stellaire. Ces zones de surabondance sont parfois appelées taches d'abondance.

Étoiles Ap à oscillations rapides 

Un sous ensemble de ce type d'étoiles, appelées les étoiles Ap à oscillations rapides Ap (roAp), présentent des variations photométriques de très faible amplitude à courte période et des variations dans les vitesses radiales des raies spectrales. Elles ont été observées pour la première fois dans l'étoile Ap hautement particulière HD 101065 (étoile de Przybylski). Ces étoiles se trouvent en bas de la bande d'instabilité des variable de type Delta Scuti, sur la séquence principale. On connait actuellement 35 étoiles roAp. Les périodes de pulsation de ces oscillateurs se situent entre 5 et 21 minutes. Ces étoiles pulsent selon des modes de pression à des partiels élevés, non-radiaux.

Voir aussi 
 Étoile chimiquement particulière
 Classification stellaire
 Imagerie Doppler

Références 

 
Classification stellaire
Ap
Bp
Les étoiles Ap et Bp sont de les étoiles chimiquement particulières ( d' où le « p » ) de types spectraux A et B et qui montrent de les surabondances de certains métaux , tels que le strontium , le chrome et l' europium . De plus , de les surabondances importantes sont souvent observées pour le praséodyme et le néodyme . Ces étoiles ont une vitesse de rotation beaucoup plus lente que la normale pour de les étoiles de types A et B , bien que certaines possèdent de les vitesses de rotation allant jusqu' àkilomètres par seconde . Champs magnétiques Les étoiles Ap et Bp ont de les champs magnétiques plus forts que les étoiles classiques de types A ou B , atteignant ( ) dans le cas de \ . Typiquement le champ magnétique de ces étoiles se situe dans une plage allant de quelques kG à de les dizaines de kG . Dans la plupart de les cas , un champ qui est modélisé par un simple dipôle est une bonne approximation et fournit une explication à le fait qu' il y a une variation périodique apparente de le champ magnétique , car si un tel champ n' est pas aligné avec l' axe de rotation , l' intensité de le champ changera lorsque l' étoile tourne . En support à cette théorie , il a été noté que les variations de le champ magnétique sont inversement corrélées avec la vitesse de rotation . Ce modèle de champ dipolaire , dans lequel l' axe magnétique est décalé de l' axe de rotation , est appelé le modèle de le rotateur oblique . L' origine de ces champs magnétiques élevés dans les étoiles Ap est problématique et deux théories ont été proposées pour les expliquer . La première est l' hypothèse de le champ fossile , dans lequel le champ magnétique est un vestige de le champ initial de le milieu interstellaire ( ISM ) . Il existe un champ magnétique suffisant dans l' ISM pour créer de tels champs magnétiques élevés ; en fait , il est tellement élevé que la théorie de la diffusion ambipolaire doit être mise en avant pour réduire le champ dans les étoiles normales . Cette théorie requiert que le champ doit rester stable sur une longue période de temps , et on se sait pas clairement si un champ en rotation incliné peut le faire . Un autre problème avec cette théorie est d' expliquer pourquoi seule une faible proportion de les étoiles de type A possèdent ces champs élevés . La deuxième théorie implique l' effet dynamo à le sein de les cœurs en rotation de les étoiles Ap; cependant , la nature oblique de le champ ne peut pas être reproduite par ce modèle , car elle aboutit invariablement à un champ aligné soit avec l' axe de rotation , soit à de ce dernier . Il est aussi difficile d' expliquer comment il est possible de générer de tels champs dipolaires élevés avec cette hypothèse , à cause de la rotation lente de l' étoile . Même si cela pourrait s' expliquer en supposant un cœur en rotation rapide avec un fort gradient de vitesse de rotation vers la surface , il est peu probable qu' un champ axisymétrique régulier en résulterait . Taches d' abondance On a montré que les positions spatiales de les surabondances chimiques sont corrélées avec la géométrie de le champ magnétique . Certaines de ces étoiles montrent de les variations de vitesse radiale provenant de pulsations de quelques minutes . Pour étudier ces étoiles la spectroscopie à haute-résolution est utilisée , avec l' imagerie Doppler qui utilise la rotation pour construire une carte de la surface stellaire . Ces zones de surabondance sont parfois appelées taches d' abondance . Étoiles Ap à oscillations rapides Un sous ensemble de ce type d' étoiles , appelées les étoiles Ap à oscillations rapides Ap ( roAp ) , présentent de les variations photométriques de très faible amplitude à courte période et de les variations dans les vitesses radiales de les raies spectrales . Elles ont été observées pour la première fois dans l' étoile Ap hautement particulière HD( étoile de Przybylski ) . Ces étoiles se trouvent en bas de la bande d' instabilité de les variable de type Delta Scuti , sur la séquence principale . On connait actuellementétoiles roAp . Les périodes de pulsation de ces oscillateurs se situent entreetminutes . Ces étoiles pulsent selon de les modes de pression à de les partiels élevés , non-radiaux . Voir aussi Étoile chimiquement particulière Classification stellaire Imagerie Doppler Références Classification stellaire Ap Bp