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<!DOCTYPE html>

<title>AM-Herculis-Stern</title>

</head>

<h1 id="firstHeading" class="firstHeading mw-first-heading"><span class="mw-page-title-main">AM-Herculis-Stern</span></h1>

</header>

</div>

<p>Als <b>AM-Herculis-Sterne</b> (engl. <i>Polars</i>, <a href="General_Catalogue_of_Variable_Stars" title="General Catalogue of Variable Stars">GCVS</a>-Systematikkürzel: <i>AM</i>) werden <a href="Kataklysmische_Ver%C3%A4nderliche" class="mw-redirect" title="Kataklysmische Veränderliche">kataklysmisch veränderliche</a> <a href="Doppelstern" title="Doppelstern">Doppelsterne</a> (<a href="Eruptiv_ver%C3%A4nderlicher_Stern" title="Eruptiv veränderlicher Stern">CVs</a>) bezeichnet, in denen die Geometrie des Massentransfers durch das starke Magnetfeld des <a href="Akkretion_(Astronomie)" title="Akkretion (Astronomie)">akkretierenden</a> <a href="Wei%C3%9Fer_Zwerg" title="Weißer Zwerg">Weißen Zwerges</a> stark beeinflusst wird.<sup id="cite_ref-1" class="reference"><a href="#cite_note-1"><span class="cite-bracket">[</span>1<span class="cite-bracket">]</span></a></sup><sup id="cite_ref-2" class="reference"><a href="#cite_note-2"><span class="cite-bracket">[</span>2<span class="cite-bracket">]</span></a></sup><sup id="cite_ref-3" class="reference"><a href="#cite_note-3"><span class="cite-bracket">[</span>3<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Eigenschaften">Eigenschaften</h2></div>

<p>Die Feldstärke in diesen Systemen ist hoch (zwischen 7 und 230 Mega<a href="Gau%C3%9F_(Einheit)" title="Gauß (Einheit)">gauß</a>) – genug, um die Rotationsbewegung des Weißen Zwerges mit der Bahnbewegung zu synchronisieren. Diese gebundene Rotation und das Fehlen einer <a href="Akkretionsscheibe" title="Akkretionsscheibe">Akkretionsscheibe</a> ist Merkmal dieses Doppelsterntyps. Dagegen kann in den ebenfalls magnetischen <a href="DQ-Herculis-Stern" title="DQ-Herculis-Stern">DQ-Herculis-Sternen</a> (engl. <i>intermediate polars</i>) der Weiße Zwerg frei rotieren und das Magnetfeld ist in der Regel nicht stark genug, die Bildung einer Akkretionsscheibe zu verhindern.

</p><p>Wie in den nicht magnetischen <a href="Eruptiv_ver%C3%A4nderlicher_Stern" title="Eruptiv veränderlicher Stern">CVs</a> verliert der massearme <a href="Hauptreihe" title="Hauptreihe">Hauptreihenstern</a> gasförmige Materie über den inneren <a href="Lagrange-Punkte" title="Lagrange-Punkte">Lagrange-Punkt</a>, die aber nach ballistischem Fall an die Magnetfeldlinien des Weißen Zwergs ankoppelt und in eine oder mehrere Polregionen umgelenkt wird. Beim radialen Aufprall auf den Weißen Zwerg entsteht eine Schockwelle, die sich auf mehrere Millionen Kelvin aufheizt. Das heiße Plasma in der Akkretionsregion hat eine Ausdehnung von einigen hundert Kilometern. Die dort abgestrahlte <a href="Leuchtkraft" title="Leuchtkraft">Leuchtkraft</a> von einigen 10<sup>32</sup> Erg pro Sekunde wird vor allem als infrarote und optische <a href="Zyklotronstrahlung" class="mw-redirect" title="Zyklotronstrahlung">Zyklotronstrahlung</a> sowie <a href="Bremsstrahlung" title="Bremsstrahlung">Röntgenbremsstrahlung</a> freigesetzt.

</p><p>Das <a href="Licht" title="Licht">Licht</a> der AM-Herculis-Sterne im infraroten und optischen <a href="Elektromagnetisches_Spektrum" title="Elektromagnetisches Spektrum">Spektralbereich</a> ist aufgrund der Zyklotronstrahlung stark (bis zu 30 %) linear und zirkular <a href="Polarisation" title="Polarisation">polarisiert</a>, was diesen Objekten in Analogie zu den <a href="Pulsar" title="Pulsar">Pulsaren</a> den Beinamen „Polar“ einbrachte. Die <a href="Intensit%C3%A4t_(Physik)" title="Intensität (Physik)">Intensität</a> in allen Spektralenbereichen ist in der Regel aus geometrischen Gründen stark über der Rotationsperiode des Weißen Zwerges moduliert. Neben der primären Strahlung aus der Akkretionsregion sind reprozessierte Strahlungskomponenten aus dem Akkretionsstrom und der beleuchteten Seite des Begleitsterns nachweisbar.

</p><p>Die <a href="Umlaufzeit" title="Umlaufzeit">Umlauf-</a> bzw. Rotationsperioden der ca. 90 bekannten<sup id="cite_ref-4" class="reference"><a href="#cite_note-4"><span class="cite-bracket">[</span>4<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> AM-Herculis-Sterne liegen zwischen 78 Minuten und 14 Stunden, wobei mehr als die Hälfte aller Perioden unterhalb von 2 Stunden beobachtet wird.

</p><p>Der Massentransfer in AM-Herculis-Sternen kann sich in unregelmäßigen oder zyklischen Abständen über Wochen oder Jahre hinweg stark verringern. Dabei fällt parallel zur Röntgenhelligkeit auch die optische Helligkeit ab. In diesen sogenannten „low-states“ können die <a href="Photosph%C3%A4re" title="Photosphäre">Photosphären</a> der sonst überstrahlten Doppelsternkomponenten beobachtet werden. Dabei schwankt die Akkretionsrate typischerweise zwischen 10<sup>−10</sup> im aktiven Status und 10<sup>−13</sup> Sonnenmassen pro Jahr im ruhigen Status.<sup id="cite_ref-5" class="reference"><a href="#cite_note-5"><span class="cite-bracket">[</span>5<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> Als Ursache der Veränderungen in der Massentransferrate zwischen den beiden Sternen wird entweder ein <a href="Sternfleck" title="Sternfleck">Sternfleck</a> am inneren Lagrange-Punkt des roten Zwergs vermutet oder eine Änderung in der Konfiguration des Magnetfelds in den Doppelsternsystemen.<sup id="cite_ref-6" class="reference"><a href="#cite_note-6"><span class="cite-bracket">[</span>6<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p><p>Die Röntgenstrahlung der Polare besteht aus einer harten und einer weichen Komponente. Die harte Komponente mit Energien oberhalb von 2 <a href="Elektronenvolt" title="Elektronenvolt">keV</a> wird direkt von dem Plasma in der <a href="Sto%C3%9Fwelle" title="Stoßwelle">Schockfront</a> abgestrahlt. Die weiche Komponente mit Energien zwischen 30 und 50 Elektronenvolt ist reprozessierte Strahlung aus der Umgebung der magnetischen Pole.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Vorkommen_in_Sternkatalogen">Vorkommen in Sternkatalogen</h3></div>

<p>Der <a href="General_Catalogue_of_Variable_Stars" title="General Catalogue of Variable Stars">General Catalogue of Variable Stars</a> listet aktuell lediglich etwa 20 Sterne mit dem Kürzel <i>AM</i>, womit 0,04 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der AM-Herculis-Sterne gezählt werden.<sup id="cite_ref-GCVS1_7-0" class="reference"><a href="#cite_note-GCVS1-7"><span class="cite-bracket">[</span>7<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Ursprung_des_Magnetfeldes">Ursprung des Magnetfeldes</h2></div>

<p>Bei isolierten Weißen Zwergen zeigen circa 10 % eine magnetische Flussdichte von mehr als 1 <a href="Gau%C3%9F_(Einheit)" title="Gauß (Einheit)">Megagauß</a>. Ursprünglich wurde angenommen, dass es sich um fossile Felder aus den chemisch seltsamen <a href="Ap-Stern" title="Ap-Stern">Bp- und Ap-Sternen</a> handelt, aber die Dichte dieser Sterne liegt Größenordnungen unterhalb den bei Weißen Zwergen beobachteten 10 %. Unter den <a href="Kataklysmische_Ver%C3%A4nderliche" class="mw-redirect" title="Kataklysmische Veränderliche">kataklysmischen Veränderlichen</a> dagegen gehören circa 25 % dieser Doppelsterne zu den Polaren oder <a href="DQ-Herculis-Stern" title="DQ-Herculis-Stern">intermediate Polaren</a>. Wahrscheinlich entstehen die Magnetfelder während der gemeinsamen Hüllenphase, wenn sich der spätere Weiße Zwerg zu einem <a href="Roter_Riese" title="Roter Riese">Roten Riesen</a> entwickelt und soweit ausdehnt, dass der Begleitstern innerhalb seiner Atmosphäre umläuft. Das Dynamofeld wird durch die Bewegung des Begleiters generiert und bleibt später im Kern des Roten Riesen, der sich nach dem Abwurf seiner Atmosphäre in einen Weißen Zwerg entwickelt, eingefroren. In Abhängigkeit vom Abstand der beiden Sterne, dem Weißen Zwerg und seinem Begleitstern nach der gemeinsamen Hüllenphase bildet sich entweder ein Polar, ein Prepolar oder bei einer Verschmelzung der beiden Sterne ein massiver magnetischer Weißer Zwerg. Bei Prepolaren findet nur ein geringer Massenaustausch statt durch eine Windakkretion vom Begleitstern zum Weißen Zwerg. Die Akkretionsraten erreichen nur Werte von circa 10<sup>−13</sup> Sonnenmassen pro Jahr und bewirken in der Folge einen abgekühlten Weißen Zwerg mit Temperaturen unterhalb von 10.000 K sowie wenn überhaupt nur eine schwache Röntgenstrahlung. Der Prototyp der Prepolaren ist WX LMi. Die Prepolaren sind nur schwer von Polaren in ihrem <i>low-state</i> zu unterscheiden.<sup id="cite_ref-8" class="reference"><a href="#cite_note-8"><span class="cite-bracket">[</span>8<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Bekannte_AM-Herculis-Sterne">Bekannte AM-Herculis-Sterne</h2></div>

<p><a href="AM_Herculis" title="AM Herculis">AM Herculis</a>, <a href="AN_Ursae_Majoris" title="AN Ursae Majoris">AN Ursae Majoris</a>, HU Aquarii, UZ Fornacis, V1309 Orionis, EP Draconis, EF Eridani, <a href="AR_Ursae_Majoris" title="AR Ursae Majoris">AR Ursae Majoris</a>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Siehe_auch">Siehe auch</h2></div>

<ul><li><a href="R%C3%B6ntgendoppelstern" title="Röntgendoppelstern">Röntgendoppelstern</a></li>

<li><a href="DQ-Herculis-Stern" title="DQ-Herculis-Stern">DQ-Herculis-Stern</a></li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Weblinks">Weblinks</h2></div>

<ul><li><a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.aavso.org/vsots_amher">Einführung (AAVSO)</a></li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.bmo.physik.uni-muenchen.de/~mantel/polars_ge.html">Untersuchung von Emissionsgebieten in Polars</a></li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.aip.de/highlight_archive/schwarz_cv/schwarz_ea_BYCam.pdf">Doppler tomography of the asynchronous polar BY Camelopardalis</a> (PDF; 372 kB)</li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.mpe.mpg.de/~jcg/papers/rxj2157_apj537p927.pdf">The new long-period AM Herculis System RX J2157.5+0855</a> (PDF; 352 kB)</li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="http://arxiv.org/pdf/astro-ph/9810061">Tomography of Polars</a></li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Einzelnachweise">Einzelnachweise</h2></div>

<li id="cite_note-1"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-1">↑</a></span> <span class="reference-text"><cite style="font-style:italic">Lexikon der Astronomie</cite>. Spektrum Akademischer Verlag, 1995, ISBN 3-86150-145-7.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:AM-Herculis-Stern&rft.btitle=Lexikon+der+Astronomie&rft.date=1995&rft.genre=book&rft.isbn=3861501457&rft.pub=Spektrum+Akademischer+Verlag" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-2"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-2">↑</a></span> <span class="reference-text">B. Warner: <i>Cataclysmic variable stars.</i> 1995, ISBN 0-521-41231-5.</span>

</li>

<li id="cite_note-3"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-3">↑</a></span> <span class="reference-text"><a href="Cuno_Hoffmeister" title="Cuno Hoffmeister">Cuno Hoffmeister</a>, G. Richter, W. Wenzel: <i>Veränderliche Sterne.</i> J. A. Barth Verlag., Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5.</span>

</li>

/* start https://de.wikipedia.org/ */

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/* end https://de.wikipedia.org/ */

</style><a rel="nofollow" class="external text" href="https://web.archive.org/web/20130225232202/http://www.arm.ac.uk/~gar/research/polar.html">Liste bekannter AM-Herculis-Sterne</a> (<span class="webarchiv-memento"><a href="Webarchivierung#Begrifflichkeiten" title="Webarchivierung">Memento</a></span> vom 25. Februar 2013 im <i><a href="Internet_Archive" title="Internet Archive">Internet Archive</a></i>)</span>

</li>

<li id="cite_note-5"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-5">↑</a></span> <span class="reference-text">M. Mouchet, J.M. Bonnet-Bidaud and D. de Martino: <cite style="font-style:italic">The X-ray emission of magnetic cataclysmic variables in the XMM-Newton era</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2011, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1102.3594">1102.3594</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:AM-Herculis-Stern&rft.atitle=The+X-ray+emission+of+magnetic+cataclysmic+variables+in+the+XMM-Newton+era&rft.au=M.+Mouchet%2C+J.M.+Bonnet-Bidaud+and+D.+de+Martino&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2011&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-6"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-6">↑</a></span> <span class="reference-text">Zhibin Dai, Shengbang Qian, Linjia Li: <cite style="font-style:italic">The updated photometries and orbital period analysis for polar AM Herculis on the upper edge of period gap</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2013, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1307.5135v1">1307.5135v1</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:AM-Herculis-Stern&rft.atitle=The+updated+photometries+and+orbital+period+analysis+for+polar+AM+Herculis+on+the+upper+edge+of+period+gap&rft.au=Zhibin+Dai%2C+Shengbang+Qian%2C+Linjia+Li&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2013&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-GCVS1-7"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-GCVS1_7-0">↑</a></span> <span class="reference-text"><span class="cite"><a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm"><i>Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia.</i></a><span class="Abrufdatum"> Abgerufen am 1. September 2019</span>.</span><span style="display: none;" class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Adc&rfr_id=info%3Asid%2Fde.wikipedia.org%3AAM-Herculis-Stern&rft.title=Variability+types+General+Catalogue+of+Variable+Stars%2C+Sternberg+Astronomical+Institute%2C+Moscow%2C+Russia&rft.description=Variability+types+General+Catalogue+of+Variable+Stars%2C+Sternberg+Astronomical+Institute%2C+Moscow%2C+Russia&rft.identifier=http%3A%2F%2Fwww.sai.msu.su%2Fgcvs%2Fgcvs%2Fvartype.htm"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-8"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-8">↑</a></span> <span class="reference-text">E. Breedt, B. T. Gansicke, J. Girven, A. J. Drake, C. M. Copperwheat, S. G. Parsons, T. R. Marsh: <cite style="font-style:italic">The evolutionary state of short period magnetic white dwarf binaries</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics</cite>. 2012, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1203.4711">1203.4711</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:AM-Herculis-Stern&rft.atitle=The+evolutionary+state+of+short+period+magnetic+white+dwarf+binaries&rft.au=E.+Breedt%2C+B.+T.+Gansicke%2C+J.+Girven%2C+...&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2012&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

</ol></div><div><div class="zim-footer">

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