Die Bahnneigung spektroskopischer Doppelsterne mit Ap-Komponenten und die axiale Rotationsgeschwindigkeit der Ap-Sterne

✍ Scribed by W. Schöneich

• Publisher: John Wiley and Sons
• Year: 2007
• Tongue: English
• Weight: 256 KB
• Volume: 290
• Category: Article
• ISSN: 0004-6337
• DOI: 10.1002/asna.19672900108

✦ Synopsis

Fur 13 spektro: :opische Doppelsternsysterne rnit Ap-Komponenten wurden die minim: 'n Balinneigungswir 31 abgeschatzt. Unter der Annahme, daB die Richtungen der Bahn-und Kotationsachsen zusamrnenfden, erhalt man Neigungswinkel, die fur den groaten Ted der Systeme vie1 zu groB sind, als daO die geringen beobachteten Rotationsgeschwindigkeiten allein durch die ,,pole-on"-Hypothese erklart werden konnten. Daraus wird der SchluD gezogen, daB die Rotationsgeschwindigkeiten der Ap-Sterne wirklich kleiner sind als die normaler A-Sterne.

Die Beobachtungen zeigen bekanntlich, daR die inittlere projizierte Rotationsgeschwindigkeit der Ap-Sterne um vieles kleiner ist als die der normalen A-Sterne. Dafiir kann man zwei verschiedene Erklarungen finden. Entweder rotieren die Ap-Sterne wirklich langsamer, oder es sind Sterne, die ,,pole-on" gesehen werden. Fur den zweiten Fall scheint auch das Ergebnis statistischer Uiitersuchungen zu sprechen, daR der Anteil der spektroskopischen Doppelsterne unter den Ap-Sternen wesentlich kleiner ist als unter normalen A-Sternen. Dann sollten allerdings bei den beobachteten Systemen nur kleine Bahnneigungswinkel auftreten. Bei geeigneten Annahmen iiber die Massen lassen sich nun die Neigungswinkel zur Uberprufung dieser Hypothese abschatzen. l m Falle der Systeme mit zwei im Spektrum sichtbaren liomponenten lafit sich YJl sin3 i bestimmen. Fur die groBtmogliche Masse erhalt man also einen minimalen Bahnneigungswinkel. 1st iiur eine Komponente im Spektrum sichtbar, kann nur die Massenfunktion bestimmt werden. D a m ist Man kann sich nun leicht davon uberzeugen, dal3 der minimale Bahnneigungswinkel i in einem gegebenen System bei maximalen Werten fur die Masse der helleren Komponente '$XI und fur das Massenverhdtnis YJ12/91m, angenommen wird. Dabei wird das maximale Massenverhaltnis dadurch bestimmt, daB die im Spektruin unsichtbare Komponente urn mindestens om7 schwacher sein muB als die sichtbare. Die Ap-Sterne lassen sich grob nach Farbe bzw. nach Spektraltyp in zwei Gruppen teilen (siehe z. B. Abb. 2 in [I]). Die Mn-und Si-Sterne liegen im Bereich der Spektralklassen BS...Ao, die anderen Typen Sr, Cr und Eu haben Spektralklassen Ao oder spater. Unter der Voraussetzung, daR es sich um Sterne der Hauptreihe handelt, eine Annahme, die durch die in Sternhaufen beobachteten Ap-Sterne gestiitzt wird, wurden mit Hilfe der ,,Spektrum-Masse-Beziehung" nach KOPYLOW [z] maximale Massen fur beide Gruppen abgeschatzt.