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<!DOCTYPE html>

<title>Ap-Stern</title>

</head>

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

</header>

</div>

<div id="mw-content-text" class="mw-body-content mw-content-ltr" lang="de" dir="ltr"><div class="mw-content-ltr mw-parser-output" lang="de" dir="ltr"><p><b>Ap-Sterne</b> (manchmal auch <b>Bp/Ap-Sterne</b>) sind heiße <a href="Stern" title="Stern">Sterne</a> mit einer <a href="Sternoberfl%C3%A4che#Oberflächentemperatur" title="Sternoberfläche">Oberflächentemperatur</a> in der Größenordnung von 10.000 <a href="Kelvin" title="Kelvin">Kelvin</a> (<a href="Spektralklasse" title="Spektralklasse">Spektralklasse</a> A und B) und einer chemischen Zusammensetzung, die von der Mehrheit der frühen Sterne stark abweicht. Sie zeigen in ihren scharflinienförmigen <a href="Spektrum_(Physik)" title="Spektrum (Physik)">Spektren</a> außergewöhnlich starke Linien des <a href="Chrom" title="Chrom">Chrom</a>, <a href="Mangan" title="Mangan">Mangan</a> und <a href="Silizium" class="mw-redirect" title="Silizium">Siliziums</a> oder <a href="Strontium" title="Strontium">Strontiums</a> sowie die bei normalen Sternen kaum nachweisbaren <a href="Absorptionslinie" class="mw-redirect" title="Absorptionslinie">Absorptionslinien</a> einiger <a href="Metalle_der_Seltenen_Erden" title="Metalle der Seltenen Erden">seltener Erden</a>.<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>

</p><p>Der Name „Ap“ setzt sich zusammen aus der Spektralklasse und dem „p“ von <a href="Pekuli%C3%A4rer_Stern" title="Pekuliärer Stern">pekuliärer Stern</a> (englisch <i>peculiar</i> für <i>besonders</i>). Oft variieren die Linien periodisch oder quasiperiodisch, weshalb die Ap-Sterne auch als <b>Spektrum-Veränderliche</b> bezeichnet werden. Manchmal wird diese <a href="Sternklasse" class="mw-redirect" title="Sternklasse">Sternklasse</a> auch unterteilt nach den jeweiligen Besonderheiten in Si-Sterne, Mn-Sterne, Cr-Sterne usw.

</p>

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

<p>Ap-Sterne verfügen über ein <a href="Magnetfeld" class="mw-redirect" title="Magnetfeld">Magnetfeld</a> mit einer <a href="Magnetische_Flussdichte" title="Magnetische Flussdichte">magnetischen Flussdichte</a> von einigen kilo-<a href="Gau%C3%9F_(Einheit)" title="Gauß (Einheit)">Gauß</a>. Daneben sind sie häufig <a href="Pulsationsver%C3%A4nderlicher_Stern" title="Pulsationsveränderlicher Stern">pulsierende veränderliche Sterne</a> mit geringen <a href="Amplitude" title="Amplitude">Amplituden</a> sowie <a href="Radialgeschwindigkeit" title="Radialgeschwindigkeit">Radialgeschwindigkeiten</a> mit <a href="Periode_(Physik)" title="Periode (Physik)">Perioden</a> zwischen 5 und 21 Minuten. Sie werden als roAp-Sterne bezeichnet für <i>rapidly oscillating Ap stars</i>. roAp-Sterne kommen nur in einem Temperaturbereich von 6400 bis 8400 <a href="Kelvin" title="Kelvin">Kelvin</a> vor. Sie schwingen nicht-radial in hohen <a href="Harmonische" title="Harmonische">Oberschwingungen</a>, wobei die <a href="R%C3%BCckstellkraft" title="Rückstellkraft">Rückstellkraft</a> der <a href="Druck_(Physik)" title="Druck (Physik)">Druck</a> in der <a href="Sternatmosph%C3%A4re" title="Sternatmosphäre">Atmosphäre des Sterns</a> ist. Ap-Sterne rotieren deutlich langsamer als die normalen A- und B-Sterne.

</p><p>Der Bereich des <a href="Hertzsprung-Russell-Diagramm" title="Hertzsprung-Russell-Diagramm">Hertzsprung-Russell-Diagramms</a>, 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.<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>

</p><p>Als ein weiterer Mechanismus für Helligkeitsänderungen bei Ap-Sternen werden veränderliche <a href="Absorption_(Physik)" title="Absorption (Physik)">Absorption</a> durch <a href="Magnetosph%C3%A4re" title="Magnetosphäre">magnetosphärische</a> Wolken und Rotationsveränderlichkeit durch <a href="Sternfleck" title="Sternfleck">Flecken</a> in der <a href="Photosph%C3%A4re" title="Photosphäre">Photosphäre</a> vermutet.<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><p>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:

</p>

<ul><li>Veränderungen des Radius aufgrund der Entwicklung der Sterne von der <a href="Hauptreihe" title="Hauptreihe">Hauptreihe</a></li>

<li>dem Abbau von <a href="Drehmoment" title="Drehmoment">Drehmoment</a> durch einen <a href="Sternwind" title="Sternwind">Sternwind</a> mit oder ohne einer Wechselwirkung mit dem stellaren Magnetfeld</li>

<li><a href="Pr%C3%A4zession" title="Präzession">Präzession</a> der Rotationsachse</li>

<li>einem <a href="Lichtlaufzeit" title="Lichtlaufzeit">Lichtlaufzeiteffekt</a> durch einen Begleiter.<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></li></ul>

<p>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 <a href="Metalle" title="Metalle">Metalle</a> überwiegend an den <a href="Magnetischer_Pol" class="mw-disambig" title="Magnetischer Pol">magnetischen Polen</a> angereichert sind und durch die Rotation für den Beobachter sichtbar bzw. unsichtbar werden.<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> Die Ursache dürfte in differentieller chemischer <a href="Diffusion" title="Diffusion">Diffusion</a> liegen, die selektiv einige <a href="Chemisches_Element" title="Chemisches Element">chemische Elemente</a> mit geringem <a href="Wirkungsquerschnitt" title="Wirkungsquerschnitt">Wirkungsquerschnitt</a> absinken lässt, während chemische Elemente mit großem Wirkungsquerschnitt sich aufgrund des <a href="Strahlungsdruck" title="Strahlungsdruck">Strahlungsdrucks</a> in der <a href="Sternatmosph%C3%A4re" title="Sternatmosphäre">Atmosphäre</a> anreichern.<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> Einige auffällige chemische Häufigkeiten, wie die Überhäufigkeit an Lithium, könnten auch durch <a href="Spallation" title="Spallation">Spallationsprozesse</a> nahe den Magnetpolen der Ap- bzw. Bp-Sterne entstehen.<sup id="cite_ref-7" class="reference"><a href="#cite_note-7"><span class="cite-bracket">[</span>7<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p><p>Mit <a href="Polarimetrie" title="Polarimetrie">polarimetischen</a> Messungen können die <a href="Stokes-Parameter" title="Stokes-Parameter">Stokes-Parameter</a> abgeleitet werden, aus denen auf die Geometrie der Magnetfelder geschlossen werden kann. Die Ap-Sterne zeigen dabei eher komplexe <a href="Multipol" title="Multipol">Multipol</a>-Magnetfelder als einfache <a href="Magnetischer_Dipol" title="Magnetischer Dipol">Dipole</a> mit nur einem Nord- und Südpol.<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="Entstehung">Entstehung</h2></div>

<p>Die Vorläufer von Ap-Sternen sind Vorhauptreihensterne mit erheblich höheren Rotationsgeschwindigkeiten (typische Rotationsdauer ein Tag), genannt <a href="Herbig-Ae/Be-Stern" title="Herbig-Ae/Be-Stern">Herbig-Ae/Be-Sterne</a>. Wahrscheinlich wird der Großteil des ursprünglichen Drehmoments abgeführt über eine Wechselwirkung des Magnetfelds des Sterns mit der <a href="Ionisiert" class="mw-redirect" title="Ionisiert">ionisierten</a> inneren Zone der <a href="Protoplanetare_Scheibe" title="Protoplanetare Scheibe">protoplanetaren Scheibe</a>. 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<a href="Feldlinie" title="Feldlinie">feldlinien</a>.<sup id="cite_ref-9" class="reference"><a href="#cite_note-9"><span class="cite-bracket">[</span>9<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

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

<ul><li><a href="Theta_Aurigae" class="mw-redirect" title="Theta Aurigae">Theta Aurigae</a></li>

<li><a href="V364_Carinae" title="V364 Carinae">V364 Carinae</a></li>

<li><a href="SX_Arietis" title="SX Arietis">SX Arietis</a></li></ul>

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

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

<li><a href="Quecksilber-Mangan-Stern" title="Quecksilber-Mangan-Stern">Quecksilber-Mangan-Stern</a></li>

<li><a href="Lambda-Bootis-Stern" title="Lambda-Bootis-Stern">Lambda-Bootis-Stern</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">H. Scheffler, H. Elsässer: <cite style="font-style:italic">Physik der Sonne und der Sterne</cite>. BI Wissenschaftsverlag, Heidelberg 1990, ISBN 3-411-14172-7.<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:Ap-Stern&rft.au=H.+Scheffler%2C+H.+Els%C3%A4sser&rft.btitle=Physik+der+Sonne+und+der+Sterne&rft.date=1990&rft.genre=book&rft.isbn=3411141727&rft.place=Heidelberg&rft.pub=BI+Wissenschaftsverlag" 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">M. Schoeller, S. Correia, S. Hubrig, D. W. Kurtz: <cite style="font-style:italic">Multiplicity of rapidly oscillating Ap stars</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/1208.0480">1208.0480</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:Ap-Stern&rft.atitle=Multiplicity+of+rapidly+oscillating+Ap+stars&rft.au=M.+Schoeller%2C+S.+Correia%2C+S.+Hubrig%2C+...&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2012&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-3"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-3">↑</a></span> <span class="reference-text">J. Krticka, J. Janik, H. Markova, Z. Mikulasek, J. Zverko, M. Prvak, M. Skarka: <cite style="font-style:italic">Ultraviolet and visual flux and line variations of one of the least variable Bp stars HD 64740</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/1306.2458v1">1306.2458v1</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:Ap-Stern&rft.atitle=Ultraviolet+and+visual+flux+and+line+variations+of+one+of+the+least+variable+Bp+stars+HD+64740&rft.au=J.+Krticka%2C+J.+Janik%2C+H.+Markova%2C+...&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2013&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-4"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-4">↑</a></span> <span class="reference-text">Zdeněk Mikulášek, Jiří Krtička, Jan Janík, Miloslav Zejda, Gegory W. Henry, Ernst Paunzen, Jozef Žižňovský, Juraj Zverko: <cite style="font-style:italic">Ap stars with variable periods</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/1310.6640v1">1310.6640v1</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:Ap-Stern&rft.atitle=Ap+stars+with+variable+periods&rft.au=Zden%C4%9Bk+Mikul%C3%A1%C5%A1ek%2C+Ji%C5%99%C3%AD+Krti%C4%8Dka%2C+Jan+Jan%C3%ADk%2C+...&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2013&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-5"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-5">↑</a></span> <span class="reference-text">S. Joshi, E. Semenko, P. Martinez, M. Sachkov, Y. C. Joshi, S. Seetha, N. K. Chakradhari, D. L. Mary, V. Girish, B. N. Ashoka: <cite style="font-style:italic">A spectroscopic analysis of the chemically peculiar star HD207561</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/1205.4805v1">1205.4805v1</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:Ap-Stern&rft.atitle=A+spectroscopic+analysis+of+the+chemically+peculiar+star+HD207561&rft.au=S.+Joshi%2C+E.+Semenko%2C+P.+Martinez%2C+...&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2012&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">C.P. Folsom et al.: <cite style="font-style:italic">Orbital parameters, chemical composition, and magnetic field of the Ap binary HD 98088</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/1302.2699v1">1302.2699v1</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:Ap-Stern&rft.atitle=Orbital+parameters%2C+chemical+composition%2C+and+magnetic+field+of+the+Ap+binary+HD+98088&rft.au=C.P.+Folsom+et+al.&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2013&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-7"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-7">↑</a></span> <span class="reference-text">A. Shavrina et al.: <cite style="font-style:italic">Abnormal lithium abundance in several Ap-Bp stars</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/1304.4175v1">1304.4175v1</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:Ap-Stern&rft.atitle=Abnormal+lithium+abundance+in+several+Ap-Bp+stars&rft.au=A.+Shavrina+et+al.&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2013&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-8"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-8">↑</a></span> <span class="reference-text">J. Silvester, G.A. Wade, O. Kochukhov, S. Bagnulo, C.P. Folsom, D. Hanes: <cite style="font-style:italic">Stokes IQUV Magnetic Doppler Imaging of Ap stars I. ESPaDOnS and NARVAL Observations</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/1206.5692">1206.5692</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:Ap-Stern&rft.atitle=Stokes+IQUV+Magnetic+Doppler+Imaging+of+Ap+stars+I.+ESPaDOnS+and+NARVAL+Observations&rft.au=J.+Silvester%2C+G.A.+Wade%2C+O.+Kochukhov%2C+...&rft.btitle=Astrophysics.+Solar+and+Stellar+Astrophysics&rft.date=2012&rft.genre=book" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-9"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-9">↑</a></span> <span class="reference-text">E. Alecian et al.: <cite style="font-style:italic">A high-resolution spectropolarimetric survey of Herbig Ae/Be stars II. Rotation</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/1211.2911">1211.2911</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:Ap-Stern&rft.atitle=A+high-resolution+spectropolarimetric+survey+of+Herbig+Ae%2FBe+stars+II.+Rotation&rft.au=E.+Alecian+et+al.&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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