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2025-11-18T12:49:05Z

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Ein '''Am-Stern''' oder '''Metalllinien-Stern''' ist ein Typ der [[Pekuliärer Stern|chemisch pekuliären]] [[Stern]]e des [[Spektraltyp]]s A, dessen [[Spektrum (Physik)|Spektrum]] starke und oft auch variable [[Spektrallinie|Absorptionslinien]] von [[Metalle]]n wie [[Zink]], [[Strontium]], [[Zirkonium]] und [[Barium]] sowie ein Defizit an anderen wie [[Calcium]] oder [[Scandium]] aufweist. Dabei ist die Stärke des Kaliums zu früh im Vergleich zu den [[21-cm-Linie|Wasserstofflinie]]n, während die Metalllinien zu spät im Vergleich zu den Wasserstofflinien sind. Die feine Klassifikation dieser Sterne wäre z. B. AmkA8hA9mF3 (d. h. sinngemäß gruppiert Am-kA8-hA9-mF3), entsprechend der [[Spektralklasse]] abgeleitet aus der Kaliumlinie k, den Wasserstofflinien h und Metalllinien m.

Die Am-Sterne stellen bis zu 50 % aller Sterne des Spektraltyps A8 und erreichen Häufigkeitsabweichungen bis zu einem Faktor zehn gegenüber normalen A-Sternen.<ref>{{Literatur |Autor=Simon J. Murphy, A. Grigahcene, E. Niemczura, D.W. Kurtz, K. Uytterhoeven |Titel=Pulsational amplitude growth of the star KIC3429637 (HD178875) in the context of Am and ρ Pup stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1209.1493}}</ref>
Diese [[Anomalie]]n werden durch [[Chemisches Element|Elemente]] verursacht, die mehr [[elektromagnetische Strahlung]] (z. B. [[Licht]]) absorbieren und durch den [[Strahlungsdruck]] in die Oberflächenschichten der Sterne aufsteigen. Andere Elemente werden [[Abreicherung|abgereichert]], weil sie durch die [[Gravitation]] des Sterns in tiefere Schichten absinken. Diese Effekte kommen lediglich bei langsam rotierenden Sternen zur Wirkung, bei denen keine schnelle Rotation die gravitative Trennung verhindert.<ref name="dd">David Darling: {{Webarchiv|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/Am_star.html |wayback=20170804053755 |text=''Am star'' }} In: ''The Internet Encyclopedia of Science.'' Abgerufen am 14. August 2008.</ref>

Normalerweise besitzen Sterne vom Typ A hohe [[Winkelgeschwindigkeit|Rotationsgeschwindigkeiten]]. Die meisten ''Am-Sterne'' sind deshalb auch in [[Doppelstern]]en zu finden, wo sie Teile ihrer [[Rotationsenergie]] via [[Gezeitenkraft|Gezeitenkräfte]] an den Partner abgeben.<ref name="dd" />

== Vertreter ==
Der wohl bekannteste der ''Metalllinien-Sterne'' ist [[Sirius]] (α Canis Majoris).

Die folgende Tabelle beinhaltet einige bekanntere dieser Sterne in absteigender [[Scheinbare Helligkeit|scheinbarer visueller Helligkeit]]:

{| class="wikitable zebra" style="text-align:center"
! Name<ref name="sb" />!![[Bayer-Bezeichnung|Bayer]] oder andere Bezeichnung!![[Scheinbare Helligkeit|Scheinbare visuelle Helligkeit]]<ref name="sb">Namen und scheinbare visuelle Helligkeiten aus [[SIMBAD]], es sei denn aus anderer hier angeführter Quelle.</ref>
|-
|Sirius A || [[Sirius A|α Canis Majoris A]] || −1,47
|-
|Castor Ba || [[Alpha Geminorum|α Geminorum Ba]] || {{0|–}}2,96
|-
| || [[Fliegender Fisch (Sternbild)|α Volantis]] || {{0|–}}4,00
|-
|Acubens A<ref>[http://stars.astro.illinois.edu/sow/acubens.html Acubens], ''Stars'', Jim Kaler. Abgerufen am 20. Februar 2016.</ref> || [[Alpha Cancri|α Cancri A]] || {{0|–}}4,26
|-
|Kurhah<ref>[http://stars.astro.illinois.edu/sow/kurhah.html Kurhah], ''Stars'', Jim Kaler. Abgerufen am 20. Februar 2016.</ref> || [[Xi Cephei|ξ Cephei]] || {{0|–}}4,29
|-
| || [[Kreuz des Südens|θ<sup>1</sup> Crucis]] || {{0|–}}4,30
|-
| || [[Großer Bär|2 Ursae Majoris]] || {{0|–}}5,46
|-
| || [[Kranich (Sternbild)|Tau3 Gruis (τ<sup>3</sup> Gruis)]] || {{0|–}}5,72
|-
| || [[Liste der Doppel- und Mehrfachsterne|WW Aurigae]]<ref>WW Aurigae ist ein Doppelsternsystem, dessen beide Komponenten Am-Sterne sind.</ref> || {{0|–}}5,82
|}

== Siehe auch ==
* [[Ap-Stern]]
* [[Quecksilber-Mangan-Stern]]
* [[Lambda-Bootis-Stern]]

== Einzelnachweise ==
<references />

== Weblinks ==
* [https://www.daviddarling.info/encyclopedia/ETEmain.html The Encyclopedia of Science]

[[Kategorie:Sternklasse der Pekuliären Sterne]]

Am-Stern - Versionsgeschichte

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