Astronomy ReportsAstronomy ReportsАстрономический журнал0004-62993034-5170The Russian Academy of Sciences69102810.31857/S0004629925080052qjgnooArticlesСТАТЬИResearch ArticleTayler instability of magnetic field as possible reason for the period changes in Ap star 56 AriНеустойчивость тейлера магнитного поля Ap звезды 56 Ari как возможная причина наблюдаемых изменений её периодаPotravnovI. S.ПотравновИ. С.ilya.astro@gmail.comKitchatinovL. L.КичатиновЛ. Л.kit@iszf.irk.ruInstitute of Astronomy of the Russian Academy of SciencesФедеральное государственное бюджетное учреждение Российской академии наук Институт астрономииInstitute of Solar-Terrestrial Physics Siberian Branch of the Russian Academy of SciencesИнститут cолнечно-земной физики Сибирского отделения Российской академии наук150820251028VOL 102, NO8 (2025)ТОМ 102, №8 (2025)70771721092025Copyright ©; 2025, Russian Academy of SciencesCopyright ©; 2025, Российская академия наук2025Russian Academy of SciencesРоссийская академия наукhttps://journals.eco-vector.com/0004-6299/article/view/691028

The physical mechanism responsible for the photometric period changes in chemically peculiar star 56 Ari was searched. It was previously shown that rate of the star’s period increase is few orders of magnitude larger than the rates expected from the evolutionary changes of the angular momentum or due to magnetic braking. Also no secular changes were detected in the surface structure or visibility of chemical spots which are responsible for the rotational modulation of stellar brightness. We hypothesise that period changes in 56 Ari are caused by the drift of surface magnetic and associated abundance structures as a result of the kink-type (Tayler) instability of the background magnetic field in the radiative zone of the star. Results of the numerical simulation presented in the paper yield growth and drift rates of the most rapidly developing non-axisymmetric mode of the instability, consistent with the observed rate of period changes in 56 Ari. The surface geometry of the 56 Ari magnetic field is also reproduces in the calculations. The proposed mechanism may also be used to explain the character of period changes in other Ap/Bp stars demonstrating such an effect.

Работа посвящена поиску физического механизма, ответственного за изменения фотометрического периода у химически пекулярной звезды 56 Ari. Ранее было показано, что наблюдаемое у звезды увеличение периода по своей скорости на несколько порядков превосходит величины, ожидаемые в случае эволюционного изменения углового момента, а также в результате магнитного торможения. Отсутствуют также вековые изменения в поверхностной структуре и в условиях видимости химических пятен, обеспечивающих вращательную модуляцию блеска звезды. Мы предполагаем, что изменения периода 56 Ari обусловлены дрейфом поверхностных магнитных структур и связанных с ними химических пятен в результате изгибной (Тейлеровской) неустойчивости фонового магнитного поля в лучистой зоне звезды. Результаты численного моделирования, представленные в статье, дают скорости роста и дрейфа наиболее быстро растущей неосесимметричной моды неустойчивости, согласующиеся с наблюдаемой скоростью изменения периода 56 Ari. Модель также воспроизводит поверхностную геометрию магнитного поля звезды. Предложенный механизм может быть использован для объяснения направления и характера изменений периодов также и у других Ap/Bp звезд, демонстрирующих этот эффект.

56 AriAp/Bp stars56 Aristellar rotationmagnetic fieldTayler instabilityAp/Bp звездывращениемагнитное поленеустойчивость ТейлераD.W.N. Stibbs, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 110, 395 (1950).G. Michaud, 160, 641 (1970).G. Michaud, G. Alecian, and J. Richer, Atomic Diffusion in stars (Springer International Publishing, 2015).G. Alecian and S. Vauclair, Astron. and Astrophys. 101, 16 (1981).G. Michaud, C. Megessier, and Y. Charland, Astron. and Astrophys. 103, 244 (1981).T.G. Cowling, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 105, 166 (1945).D. Moss, Magnetic Fields Across the Hertzsprung-Russell Diagram, edited by G. Mathys, S.K. Solanki, and D.T. Wickramasinghe (San Francisco: ASP Press, 2001), ASP Conf. Proc. 248, 305 (2001).G. Alecian and M.J. Stift, Astron. and Astrophys. 516, id. A53 (2010).M.J. Stift and G. Alecian, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 457(1), 74 (2016).A. Belopolsky, Astron. Nachricht. 196(1), 1 (1913).F.A. Catalano and P. Renson, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 127, 421 (1998).D.M. Pyper and S.J. Adelman, Publ. Astron. Soc. Pacific 132(1008), id. 024201 (2020).D.M. Pyper and S.J. Adelman, Publ. Astron. Soc. Pacific 133(1026), id.084203 (2021).D.M. Pyper, T. Ryabchikova, V. Malanushenko, R. Kuschnig, S. Plachinda, and I. Savanov, Publ. Astron. Soc. Pacific 339, 822 (1998).D.M. Pyper, I R. Stevens, and S.J. Adelman, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 431(3), 2106 (2013).C. Trigilio, P. Leto, G. Umana, C.S. Buemi, and F. Leone, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 384(4), 1437 (2008).Z. Mikulášek, J Krtika, J.G. W. Henry, J. Jank, et al., Astron. and Astrophys. 534, id. L5 (2011).Z. Mikulášek, Contrib. Astron. Observ. Skalnate Pleso 46(2), 95 (2016).M. Shultz, Th. Rivinius, B. Das, G.A. Wade, and P. Chandra, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 486(4), 5558 (2019).K. Stȩpień, Astron. and Astrophys. 337, 754 (1998).I. Potravnov, N. Piskunov, and T. Ryabchikova, Astron. and Astrophys. 689, id. A111 (2024).S.J. Adelman, R.J. Dukes, Jr., and D.M. Pyper, Astron. J. 104, 314 (1992).S.N. Shore and S.J. Adelman, 209, 816 (1976).B. Musielok, Inform. Bull. Var. Stars № 3257 (1988).S.J. Adelman, V. Malanushenko, T.A. Ryabchikova, and I. Savanov, Astron. and Astrophys. 375, 982 (2001).J. Krtika, Z. Mikulášek, T. Lüftinger, D. Shulyak, J. Zverko, J. Žižovský, and N.A. Sokolov, Astron. and Astrophys. 537, id. A14 (2012).Y. Pakhomov, I. Potravnov, A. Romanovskaya, and T. Ryabchikova, Universe 10(9), id. 341 (2024).L. Mestel and N.O. Weiss, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 226, 123 (1987).J. Krtika, Z. Mikulášek, G.W. Henry, P. Kurfürst, and M. Karlický, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 464(1), 933 (2017).K. Takahashi and N. Langer, Astron. and Astrophys. 696, id.A129 (2025)R.J. Tayler, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 161, 365 (1973).E. Pitts and R.J. Tayler, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 216, 139 (1985).H.C. Spruit, Astron. and Astrophys. 381, 923 (2002).G. Rüdiger, L.L. Kitchatinov, and D. Elstner, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 425(3), 2267 (2012).G. Rüdiger and L.L. Kitchatinov, Geophys. and Astrophys. Fluid Dyn. 104(2–3), 273 (2010).L.L. Kitchatinov, I.S. Potravnov, and A.A. Nepomnyashchikh, Astron. and Astrophys. 638, id. L9 (2020).A.J. Cannon and E.C. Pickering, The Henry Draper (HD) Catalogue. Vol.91: 0h, 1h, 2h and 3h, Ann. Harvard College Observ. 91 (1918).D. Shulyak, O. Kochukhov, G. Valyavin, B.-C. Lee, G. Galazutdinov, K.-M. Kim, I. Han, and T. Burlakova, Astron. and Astrophys. 509, id. A28 (2010).A.P. Hatzes, in Peculiar versus Normal Phenomena in A-type and Related Stars, IAU Colloquium № 138, held in Trieste, Italy, July 1992; edited by M.M. Dworetsky, F. Castelli, R. Faraggiana, (San Francisco, CA: ASPC Publisher, 1993), Proc. IAU Symp. 44, 258 (1993).T. Ryabchikova, G.A. Wade, and F. LeBlanc, in Modelling of Stellar Atmospheres, Proc. of the 210th Symposium of the IAU, held at Uppsala University, Uppsala, Sweden, 17–21 June, 2002; edited by N. Piskunov, W.W. Weiss, and D.F. Gray, (San Francisco, CA: ASPC Publisher, 2003), Proc. IAU Symp. 210, 301 (2003).I. Potravnov, et al., in preparation (2025).E.F. Borra and J.D. Landstreet, Astrophys. J. Suppl. 42, 421 (1980).M.E. Shultz, S. Owocki, Th. Rivinius, G.A. Wade, et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 499, 5379 (2020).O. Kochukhov and S. Bagnulo, Astron. and Astrophys. 450, 763 (2006).A.J. Deutsch, Astron. J. 58, 37 (1953).S.S. Provin, 118, 281 (1953).L.L. Kitchatinov and G. Rüdiger, Astron. and Astrophys. 478(1), 1 (2008).Л.Л. Кичатинов, Астрон. журн. 85(3), 279 (2008).H.C. Spruit, Astron. and Astrophys. 349, 189 (1999).S. Chandrasekhar, Hydrodynamic and hydromagnetic stability (Oxford: Clarendon Press, 1961).M. Goossens, D. Biront, and R.J. Tayler, Astrophys. Space Sci. 75(2), 521 (1981).B. Paxton, L. Bildsten, A. Dotter, F. Herwig, P. Lesaffre, and F. Timmes, Astrophys. J. Suppl. 192(1), id. 3 (2011).E.N. Parker, Astrophys. Space Sci 62(1), 135 (1979).D.W. Hughes and N.O. Weiss, J. Fluid Mech. 301, 383 (1995).P. Renson and J. Manfroid, Astron. and Astrophys. 498(3), 961 (2009).А.И. Богомазов, А.В. Тутуков, Астрон. журн. 86, 240 (2009).А.В. Тутуков, А.В. Федорова, Астрон. журн. 87(2), 178 (2010).F.R. N. Schneider, S.T. Ohlmann, P. Podsiadlowski, F.K. Ropke, S.A. Balbus, R. Pakmor, and V. Springel, Nature 574(7777), 211 (2019).G. Rüdiger, D. Elstner, and T.F. Stepinski, Astron. and Astrophys. 298, 934 (1995).M.V. Rekowski, G. Rüdiger, and D. Elstner, Astron. and Astrophys. 353, 813 (2000).V. Prat, S. Mathis, B. Buysschaert, J. Van Beeck, D.M. Bowman, C. Aerts, and C. Neiner, Astron. and Astrophys. 627, id. A64 (2019).S. Mathis, L. Bugnet, V. Prat, K. Augustson, S. Mathur, and R.A. Garcia, Astron. and Astrophys. 647, id. A122 (2021).