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Die '''HW-Virginis-Sterne''' sind [[Bedeckungsveränderlicher Stern|bedeckungsveränderliche Sterne]] bestehend aus einem [[Roter Zwerg|Roten Zwerg]] bzw. [[Brauner Zwerg|Braunen Zwerg]] und einem [[Heißer Unterzwerg|blauen Unterzwerg]]. Sie sind das Ergebnis einer [[Common Envelope|Common-Envelope-Phase]] und werden im Laufe ihrer weiteren Entwicklung zu [[Kataklysmische Veränderliche|kataklysmischen Doppelsternen]]. Sie werden auch als Post-Common-Envelope-Bedeckungsveränderliche bezeichnet. Die HW-Virginis-Sterne sind in den letzten Jahren intensiv untersucht worden aufgrund einer vermuteten Entdeckung von [[Zirkumbinärer Planet|zirkumbinären Planeten]] um diese Doppelsterne<ref>{{Literatur |Autor=S. Geier et al. |Titel=Substellar companions and the formation of hot subdwarf stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2010 |arXiv=1012.3839v2}}</ref>.

== Eigenschaften ==
HW-Virginis-Sterne bestehen aus einem blauen Unterzwerg mit dem [[Spektraltyp]] B und einem späten [[Hauptreihe]]nbegleiter mit der Spektralklasse K oder M. Die [[Umlaufdauer]]n dieser engen, aber getrennte [[Doppelstern]]e liegen überwiegend zwischen zwei und sechs Stunden. Die Temperaturen der blauen Zwerge liegen im Bereich von über 20.000 K und dominieren den blauen Spektralbereich sowie die [[Ultraviolettstrahlung]], während der rote Begleiter mit Temperaturen um die 3.000 K ausschließlich im roten und [[Infrarotstrahlung|infraroten]] Strahlung emittiert. Die Massen der blauen Unterzwerge erreichen Werte von 0,4 bis 0,5 [[Sonnenmasse]]n, während die Roten Zwerge nur über ein Fünftel bis Zehntel der Masse verfügen<ref>{{Literatur |Autor=V. Schaffenroth et al. |Titel=A new bright eclipsing hot subdwarf binary from the ASAS and SuperWASP surveys |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1303.0177v1}}</ref>.

== Entwicklung ==
Blaue Unterzwerge bzw. [[Horizontalast|extremen Horizontalaststerne]] brennen in ihrem Kern [[Heliumbrennen|Helium]] und verfügen nur über eine extrem dünne wasserstoffreiche [[Sternatmosphäre|Atmosphäre]]. Sie entstehen durch einen starken Massenverlust auf dem [[AGB-Stern|asymptotischen Riesenast]] bzw. in den meisten Fällen in [[Wechselwirkender Doppelstern|wechselwirkenden Doppelsternsystemen]] während einer Common-Envelope. Dabei entwickelt sich der massereichere Partner in einem engen Doppelsternsystem über seine [[Roche-Grenze]] hinaus, wodurch der Begleiter in seine Atmosphäre eintaucht. Die kinetische Energie aus der Umlaufbahn des Begleiters wird auf die gemeinsame Atmosphäre übertragen, wodurch diese abgeworfen wird und ein Doppelsternsystem aus dem ehemaligen Kern des massereicheren Sterns, der blaue Unterzwerg, sowie sein Begleiter, der Rote Zwerg, zurückbleibt<ref>{{Literatur |Autor=V. Schaffenroth et al. |Titel=Binaries discovered by the MUCHFUSS project SDSSJ08205+0008 – An eclipsing subdwarf B binary with brown dwarf companion |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1103.1989v1}}</ref>. Durch den Verlust von Drehimpuls über magnetische Prozesse bzw. über die Abstrahlung von [[Gravitationsstrahlung]] füllt der Rote Zwerg nach einer Zeitspanne von Milliarden Jahren seine Roche-Grenzvolumen aus und Materie strömt von dem Hauptreihenstern auf den [[Weißer Zwerg|abgekühlten Weißen Zwerg]]. Damit entwickeln sich die HW-Virginis-Sterne in kataklysmische Veränderliche und gehören daher auch zur Gruppe der prä-kataklysmischen Doppelsterne<ref>{{Literatur |Autor=S.-B. Qian et al. |Titel=MAGNETIC BRAKING AND THE EVOLUTION OF THE HW VIR–LIKE BINARY STARS |Sammelwerk=The Astrophysical Journal |Band=689 |Datum=2008 |Seiten=L49-L52}}</ref>.

== Zirkumbinäre Planetensysteme ==
Der [[Lichtlaufzeit]]effekt führt zu periodischen Verschiebungen eines Ereignisses, wenn ein Körper über seine Gravitationskräfte den Schwerpunkt eines Doppelsternsystems verschiebt. Bei HW-Virginis-Sternen kann der [[Lichtkurve|Zeitpunkt minimaler Helligkeit]] sehr genau bestimmt werden aufgrund der kurzen Umlaufdauer und des geringen Anteils des Roten Zwergs am Gesamtlicht. Der langfristige Verlauf der Minima zeigt Schwankungen, die als zirkumbinäre Planeten gedeutet wurden.<ref>{{Literatur |Autor=K. Beuermann u. a. |Titel=The Planets around the Post-Common Envelope Binary NN Serpentis |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1102.0508}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=Stephen B. Potter u. a. |Titel=The giant planet orbiting the cataclysmic binary DP Leonis |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2010 |arXiv=1011.3905}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=K. Beuermann u. a. |Titel=Possible detection of two giant extrasolar planets orbiting the eclipsing polar UZ Fornacis |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1106.1404v1}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=S.B. Qian u. a. |Titel=A giant planet in orbit around a magnetic-braking hibernating cataclysmic variable |Sammelwerk=Monthly Notice of the Royal Astronomical Society |Band=401 |Nummer=1 |Datum=2010 |Seiten=L34-L38 |DOI=10.1111/j.1745-3933.2009.00780.x}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=S.B. Qian u. a. |Titel=Detection of a planetary system orbiting the eclipsing polar HU Aqr |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1103.2005}}</ref>

Alle diese Interpretationen sind nicht durch ein unabhängiges Verfahren wie der [[Transitmethode]], einer direkten Abbildung des extrasolaren Planeten, [[Interferometrie|interferometrischer Messungen]] oder mittels eines [[Infrarotexzess]]es bestätigt worden. Längere Messungen des Verlaufs der Zeitpunkte des minimalen Lichts bei den HW-Virginis-Sternen sind auch eher zyklischer Natur anstatt streng periodisch, wie bei einem zirkumbinären Planeten zu erwarten wäre. Weiterhin waren die Bahnelemente der hypothetischen [[Exoplanet]]en auch teilweise nicht dynamisch stabil, da die Planeten aufgrund von [[Bahnresonanz]]en aus dem Doppelsternsystem herausgeschleudert worden wären<ref>{{Literatur |Autor=S.G. Person u. a. |Titel=Orbital Period Variations in Eclipsing Post Common Envelope Binaries |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2010 |arXiv=1005.3958}}</ref>.

Alternative Hypothesen interpretieren die Daten als das Ergebnis eines [[Dynamo-Effekt]]s, der zu einer Änderung der Form des M-Zwergs im Laufe eines stellaren [[Sonnenfleck#Zyklen|Zyklus]] führt und damit auch zu einer Umverteilung des Drehimpulses im Doppelsternsystem<ref>{{Literatur |Autor=Jonathan Horner, Robert A Wittenmyer, Jonathan P Marshall, Chris G Tinney and Oliver W Butters |Titel=The Curious Case of HU Aquarii – Dynamically Testing Proposed Planetary Systems |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1201.5730v1}}</ref>.

== Siehe auch ==
* [[Algolstern]]

== Beispiele ==
* [[HW Virginis]]
* NN Serpentis
* DP Leonis
* HU Aqr
* NY Virginis
* QS Virginis
* RR Cae
* UZ For

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Sternklasse der Bedeckungsveränderlichen Sterne]]

HW-Virginis-Stern - Versionsgeschichte

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