Ap-Stern

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Ap-Sterne (manchmal auch Bp/Ap-Sterne) sind heiße Sterne mit einer Oberflächentemperatur in der Größenordnung von 10.000 Kelvin (Spektralklasse A und B) und einer von der Mehrheit der frühen Sterne stark abweichenden chemischen Zusammensetzung. Sie zeigen in ihren scharflinienförmigen Spektren außergewöhnlich starke Linien des Chrom, Mangan und Siliziums oder Strontiums sowie die bei normalen Sternen kaum nachweisbaren Absorptionslinien einiger seltener Erden.[1]

Der Name „Ap“ setzt sich zusammen aus der Spektralklasse und dem „p“ von peculiar (englisch 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 und die Sterne werden dann als Si-Sterne, Mn-Sterne, Cr-Sterne usw. bezeichnet.

Eigenschaften[Bearbeiten]

Ap-Sterne verfügen über ein Magnetfeld mit einer magnetischen Flussdichte von einigen Kilo-Gauß. Daneben sind sie häufig pulsierende veränderliche Sterne mit geringen Amplituden sowie Radialgeschwindigkeiten mit 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 Oberschwingungen mit Perioden zwischen 5 und 21 Minuten, wobei die Rückstellkraft der Druck in der Atmosphäre des Sterns ist. Der Bereich des Hertzsprung-Russell-Diagramms, 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.[2] Als ein weiterer Mechanismus für Helligkeitsänderungen bei Ap-Sternen werden veränderliche Absorption durch magnetosphärische Wolken und Rotationsveränderlichkeit durch Flecken in der Photosphäre vermutet.[3] Die Perioden der Spektrenänderungen sind bei den meisten Ap-Sternen nicht konstant, wobei sowohl Zu- als auch Abnahmen der Rotationsgeschwindigkeit gemessen wurden. Diese Periodenänderungen werden mit Veränderungen des Radius aufgrund der Entwicklung der Sterne von der Hauptreihe, mit dem Abbau von Drehmoment durch einen Sternwind mit oder ohne einer Wechselwirkung mit dem stellaren Magnetfeld, Präzession der Rotationsachse und einem Lichtlaufzeiteffekt durch einen Begleiter in Verbindung gebracht.[4]

Die Spektren der Ap-Sterne variieren mit der Rotationsdauer, wobei die Ap-Sterne deutlich langsamer rotieren als die normalen A- und B-Sterne. Dies wird mit dem Modell des schiefen Rotators erklärt, wonach die for diese Sterne charakteristischen Metalle überwiegend an den magnetischen Polen angereichert sind und durch die Rotation für den Beobachter sichtbar bzw. unsichtbar werden.[5] Die Ursache dürfte in differentieller chemischer Diffusion liegen, die selektiv einige chemische Elemente mit einem geringen Wirkungsquerschnitt absinken läßt, während chemische Elemente mit einem großen Wirkungsquerschnitt sich aufgrund des Strahlungsdrucks in der Atmosphäre anreichern.[6] Einige auffällige chemische Häufigkeiten, wie die Überhäufigkeit an Lithium, könnten auch durch Spallationsprozesse nahe den Magnetpolen der Ap- bzw. Bp-Sterne entstehen.[7]

Mit 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 Dipole mit nur einem Nord- und Südpol.[8]

Entstehung[Bearbeiten]

Die Rotationsgeschwindigkeit von Vorhauptreihensternen sind erheblich schneller als bei den Ap-Sternen. Diese Vorläufer werden als Herbig-Ae/Be-Sterne bezeichnet und verfügen über eine typische Rotationsdauer von einem Tag. Wahrscheinlich ist es eine Wechselwirkung des Magnetfelds des Sterns mit der ionisierten inneren Zone in der protoplanetaren Scheibe, die den Großteil des ursprünglichen Drehmoments abführt. Um die Rotationsgeschwindigkeiten auf beobachtete Werte von bis zu einem Monat zu senken müsste danach ein Sternwind mit eingefrorenden Magnetfeldlinien weiter Drehmoment abbauen.[9]

Weiteres[Bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1.  H. Scheffler, H. Elsässer: Physik der Sonne und der Sterne. BI Wissenschaftsverlag, Heidelberg 1990, ISBN 3-411-14172-7.
  2.  Multiplicity of rapidly oscillating Ap stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1208.0480.
  3.  Ultraviolet and visual flux and line variations of one of the least variable Bp stars HD 64740. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1306.2458v1.
  4.  Ap stars with variable periods. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1310.6640v1.
  5.  A spectroscopic analysis of the chemically peculiar star HD207561. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1205.4805v1.
  6.  Orbital parameters, chemical composition, and magnetic field of the Ap binary HD 98088. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1302.2699v1.
  7.  Abnormal lithium abundance in several Ap-Bp stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1304.4175v1.
  8.  J. Silvester, G.A. Wade, O. Kochukhov, S. Bagnulo, C.P. Folsom, D. Hanes: Stokes IQUV Magnetic Doppler Imaging of Ap stars I. ESPaDOnS and NARVAL Observations. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1206.5692.
  9.  E. Alecian et al.: A high-resolution spectropolarimetric survey of Herbig Ae/Be stars II. Rotation. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1211.2911.