AM-Herculis-Stern

Doppelsternsystem mit Weißem Zwerg (in der Mitte der Scheibe) und Materiestrom

Als AM-Herculis-Sterne, (engl. Polars, GCVS-Systematikkürzel: AM) werden kataklysmisch veränderliche Doppelsterne (CVs) bezeichnet, in denen die Geometrie des Massentransfers durch das starke Magnetfeld des akkretierenden Weißen Zwerges stark beeinflusst wird. ^[1][2][3]

Die Feldstärke in diesen Systemen ist hoch (zwischen 7 bis 230 MegaGauß) – genug, um die Rotationsbewegung des Weißen Zwerges mit der Bahnbewegung zu synchronisieren. Diese gebundene Rotation und das Fehlen einer Akkretionsscheibe ist Merkmal dieses Doppelsterntyps. Dagegen kann in den ebenfalls magnetischen DQ-Herculis-Sternen (engl. intermediate polars) der Weiße Zwerg frei rotieren, und das Magnetfeld ist in der Regel nicht stark genug, die Bildung einer Akkretionsscheibe zu verhindern.

Wie in den nicht magnetischen CVs verliert der massearme Hauptreihenstern gasförmige Materie über den inneren Lagrange-Punkt, 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 ein mehrere Millionen Kelvin heißes Plasma in einer kompakten, nur einige hundert Kilometer großen, Akkretionsregion. Die dort abgestrahlte Leuchtkraft von einigen 10³² Erg pro Sekunde wird vor allem als infrarote und optische Zyklotronstrahlung sowie Röntgenbremstrahlung freigesetzt.

Das Licht der AM Herculis-Sterne im infraroten und optischen Spektralbereich ist aufgrund der Zyklotronstrahlung stark (bis zu 30 %) linear und zirkular polarisiert, was diesen Objekten in Analogie zu den Pulsaren den Beinamen 'Polar' einbrachte. Die Intensität 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.

Die Umlauf- bzw. Rotationsperioden der ca. 90 bekannten ^[4] AM-Herculis-Sterne liegen zwischen 78 Minuten und 8 Stunden.

Der Massentransfer in AM Herculis-Sternen kann in unregelmäßigen Abständen über Wochen oder Jahre hinweg zu erliegen kommen. In diesen sogenannten 'low-states' können die Photosphären der sonst überstrahlten Doppelsternkomponenten beobachtet werden.

Bekannte AM-Herculis-Sterne

AM Her, EP Dra, EF Eri, UZ For, AR UMa

Siehe auch

• Röntgendoppelstern

Einzelnachweise

1. ↑ Lexikon der Astronomie. Spektrum Akademischer Verlag, 1995, ISBN 3861501457.
2. ↑ B. Warner: Cataclysmic variable stars, 1995, ISBN 0-521-41231-5
3. ↑ Cuno Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. J. A. Barth Verlag., Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5
4. ↑ Liste bekannter AM-Herculis-Sterne

Weblinks

• Einführung (AAVSO)
• Untersuchung von Emissionsgebieten in Polars
• Doppler tomography of the asynchronous polar BY Camelopardalis (PDF-Datei; 372 kB)
• The new long-period AM Herculis System RX J2157.5+0855 (PDF-Datei; 352 kB)
• Tomography of Polars