imported>Vfb1893: BKL Dipol aufgelöst

2021-05-12T19:32:52Z

BKL Dipol aufgelöst

Neue Seite

'''Ap-Sterne''' (manchmal auch '''Bp/Ap-Sterne''') sind heiße [[Stern]]e mit einer [[Sternoberfläche#Oberflächentemperatur|Oberflächentemperatur]] in der Größenordnung von 10.000 [[Kelvin]] ([[Spektralklasse]] A und B) und einer chemischen Zusammensetzung, die von der Mehrheit der frühen Sterne stark abweicht. Sie zeigen in ihren scharflinienförmigen [[Spektrum (Physik)|Spektren]] außergewöhnlich starke Linien des [[Chrom]], [[Mangan]] und [[Silizium]]s oder [[Strontium]]s sowie die bei normalen Sternen kaum nachweisbaren [[Absorptionslinie]]n einiger [[Metalle der Seltenen Erden|seltener Erden]].<ref>{{Literatur |Autor=H. Scheffler, H. Elsässer |Titel=Physik der Sonne und der Sterne |Verlag=BI Wissenschaftsverlag |Ort=Heidelberg |Datum=1990 |ISBN=3-411-14172-7}}</ref>

Der Name „Ap“ setzt sich zusammen aus der Spektralklasse und dem „p“ von [[pekuliärer Stern]] (englisch ''peculiar'' für ''besonders''). Oft variieren die Linien periodisch oder quasiperiodisch, weshalb die Ap-Sterne auch als '''Spektrum-Veränderliche''' bezeichnet werden. Manchmal wird diese [[Sternklasse]] auch unterteilt nach den jeweiligen Besonderheiten in Si-Sterne, Mn-Sterne, Cr-Sterne usw.

== Eigenschaften ==
Ap-Sterne verfügen über ein [[Magnetfeld]] mit einer [[Magnetische Flussdichte|magnetischen Flussdichte]] von einigen kilo-[[Gauß (Einheit)|Gauß]]. Daneben sind sie häufig [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsierende veränderliche Sterne]] mit geringen [[Amplitude]]n sowie [[Radialgeschwindigkeit]]en mit [[Periode (Physik)|Perioden]] zwischen 5 und 21 Minuten. Sie werden als roAp-Sterne bezeichnet für ''rapidly oscillating Ap stars''. roAp-Sterne kommen nur in einem Temperaturbereich von 6400 bis 8400 [[Kelvin]] vor. Sie schwingen nicht-radial in hohen [[Harmonische|Oberschwingungen]], wobei die [[Rückstellkraft]] der [[Druck (Physik)|Druck]] in der [[Sternatmosphäre|Atmosphäre des Sterns]] ist. Ap-Sterne rotieren deutlich langsamer als die normalen A- und B-Sterne.

Der Bereich des [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]]s, in dem die roAps liegen, wird auch von nicht-veränderlichen Ap-Sternen bevölkert. Zwischen den beiden Gruppen scheint es keine Unterschiede in Masse, chemischer Zusammensetzung, Alter oder Magnetfeldstärke zu geben.<ref>{{Literatur |Autor=M. Schoeller, S. Correia, S. Hubrig, D. W. Kurtz |Titel=Multiplicity of rapidly oscillating Ap stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1208.0480}}</ref>

Als ein weiterer Mechanismus für Helligkeitsänderungen bei Ap-Sternen werden veränderliche [[Absorption (Physik)|Absorption]] durch [[Magnetosphäre|magnetosphärische]] Wolken und Rotationsveränderlichkeit durch [[Sternfleck|Flecken]] in der [[Photosphäre]] vermutet.<ref>{{Literatur |Autor=J. Krticka, J. Janik, H. Markova, Z. Mikulasek, J. Zverko, M. Prvak, M. Skarka |Titel=Ultraviolet and visual flux and line variations of one of the least variable Bp stars HD 64740 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1306.2458v1}}</ref>

Die Perioden der Spektrenänderungen sind bei den meisten Ap-Sternen nicht konstant, sowohl Zu- als auch Abnahmen der Rotationsgeschwindigkeit wurden gemessen. Diese Periodenänderungen werden in Verbindung gebracht mit:
* Veränderungen des Radius aufgrund der Entwicklung der Sterne von der [[Hauptreihe]]
* dem Abbau von [[Drehmoment]] durch einen [[Sternwind]] mit oder ohne einer Wechselwirkung mit dem stellaren Magnetfeld
* [[Präzession]] der Rotationsachse
* einem [[Lichtlaufzeit]]effekt durch einen Begleiter.<ref>{{Literatur |Autor=Zdeněk Mikulášek, Jiří Krtička, Jan Janík, Miloslav Zejda, Gegory W. Henry, Ernst Paunzen, Jozef Žižňovský, Juraj Zverko |Titel=Ap stars with variable periods |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1310.6640v1}}</ref>
Die Spektren der Ap-Sterne variieren mit der Rotationsdauer, was mit dem Modell des schiefen Rotators erklärt wird. Es besagt, dass die für diese Sterne charakteristischen [[Metalle]] überwiegend an den [[Magnetischer Pol|magnetischen Polen]] angereichert sind und durch die Rotation für den Beobachter sichtbar bzw. unsichtbar werden.<ref>{{Literatur |Autor=S. Joshi, E. Semenko, P. Martinez, M. Sachkov, Y. C. Joshi, S. Seetha, N. K. Chakradhari, D. L. Mary, V. Girish, B. N. Ashoka |Titel=A spectroscopic analysis of the chemically peculiar star HD207561 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1205.4805v1}}</ref> Die Ursache dürfte in differentieller chemischer [[Diffusion]] liegen, die selektiv einige [[Chemisches Element|chemische Elemente]] mit geringem [[Wirkungsquerschnitt]] absinken lässt, während chemische Elemente mit großem Wirkungsquerschnitt sich aufgrund des [[Strahlungsdruck]]s in der [[Sternatmosphäre|Atmosphäre]] anreichern.<ref>{{Literatur |Autor=C.P. Folsom et al. |Titel=Orbital parameters, chemical composition, and magnetic field of the Ap binary HD 98088 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1302.2699v1}}</ref> Einige auffällige chemische Häufigkeiten, wie die Überhäufigkeit an Lithium, könnten auch durch [[Spallation]]sprozesse nahe den Magnetpolen der Ap- bzw. Bp-Sterne entstehen.<ref>{{Literatur |Autor=A. Shavrina et al. |Titel=Abnormal lithium abundance in several Ap-Bp stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1304.4175v1}}</ref>

Mit [[Polarimetrie|polarimetischen]] Messungen können die [[Stokes-Parameter]] abgeleitet werden, aus denen auf die Geometrie der Magnetfelder geschlossen werden kann. Die Ap-Sterne zeigen dabei eher komplexe [[Multipol]]-Magnetfelder als einfache [[Magnetischer Dipol|Dipole]] mit nur einem Nord- und Südpol.<ref>{{Literatur |Autor=J. Silvester, G.A. Wade, O. Kochukhov, S. Bagnulo, C.P. Folsom, D. Hanes |Titel=Stokes IQUV Magnetic Doppler Imaging of Ap stars I. ESPaDOnS and NARVAL Observations |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1206.5692}}</ref>

== Entstehung ==
Die Vorläufer von Ap-Sternen sind Vorhauptreihensterne mit erheblich höheren Rotationsgeschwindigkeiten (typische Rotationsdauer ein Tag), genannt [[Herbig-Ae/Be-Stern]]e. Wahrscheinlich wird der Großteil des ursprünglichen Drehmoments abgeführt über eine Wechselwirkung des Magnetfelds des Sterns mit der [[ionisiert]]en inneren Zone der [[Protoplanetare Scheibe|protoplanetaren Scheibe]]. Um die Rotationsdauer auf Werte von bis zu einem Monat zu steigern, wie sie bei Ap-Sternen beobachtet werden, müsste danach weiter Drehmoment abgebaut werden durch einen Sternwind mit eingefrorenen Magnet[[feldlinie]]n.<ref>{{Literatur |Autor=E. Alecian et al. |Titel=A high-resolution spectropolarimetric survey of Herbig Ae/Be stars II. Rotation |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1211.2911}}</ref>

== Beispiele ==
* [[Theta Aurigae]]
* [[HD 215441]]
* [[V364 Carinae]]
* [[SX Arietis]]

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

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Sternklasse der Pekuliären Sterne]]

Ap-Stern - Versionsgeschichte

imported>Vfb1893: BKL Dipol aufgelöst