UV-Ceti-Stern
UV-Ceti-Sterne (auch Flare-Sterne oder Flackersterne genannt, GCVS-Systematikkürzel: UV) gehören zur Klasse der eruptiv veränderlichen Sterne. Sie befinden sich am unteren Ende der Hauptreihe und sind gekennzeichnet durch das Auftreten von Flares (unperiodische, befristete Freisetzungen großer Energiemengen). Die Flaresterne zeigen eine späte Spektralklasse meist vom Typ M mit ausgeprägten Emissionslinien des Wasserstoffs.
UV-Ceti-Sterne zählen zu den magnetisch aktiven Sternen. Die stellaren Flares entsprechen den Sonneneruptionen in Bezug auf ihre Entstehung und der bei den Ausbrüchen frei werdenene Energie. Da die UV-Ceti-Sterne im Vergleich zu der Sonne eine geringe absolute Helligkeit aufweisen sind die Ausbrüche auch im Weißlicht zu beobachten. Die Ursache der Ausbrüche liegt in magnetischen Kurzschlüssen der stellaren Feldlinien in der Korona. Die dabei freigesetzte Energie beschleunigt Partikel in die unter der Korona liegende Chromosphäre, die dort mit der dichteren Materie kollidieren. Das Plasma der Chromosphäre wird dabei erwärmt und mit hoher Geschwindigkeiten in die Korona beschleunigt. Die Flares sind im Bereich der Röntgenstrahlung, Radiostrahlung, Ultraviolettstrahlung und im sichtbaren Licht nachgewiesen worden[1], [2]. Der Verlauf eines Flares besteht aus einem steilen Anstieg und einem langsamen exponentiellen Abklingen der Ausbruchsintensität.
Auf der Oberfläche der UV-Ceti-Sterne befinden sich Sternenflecken ähnlich den Sonnenflecken. UV-Ceti-Sterne sind häufig in Regionen mit aktiver Sterneentstehung oder jungen offenen Sternhaufen zu finden. Die magnetische Aktivität der M-Zwerge am unteren Ende der Hauptreihe nimmt mit dem Alter schnell ab[3] und es scheint für die M-Zwerge mit einem Spektraltyp früher als M5.5 wie bei den sonnenähnlichen Sternen eine zyklische Aktivität vorzuliegen. Die Aktivitätszyklen sind spektroskopisch in den Ruhephasen durch die Linienstärke von H-alpha, der H und K-Linie des Kalziums sowie der Na1 Linie des Natriums nachweisbar[4].
Bekannte UV-Ceti-Sterne sind UV Cet, YZ Cet, AD Leo, EV Lac, Ross 248 und CN Leo (Wolf 359). Stellare Flares konnten auch bei den BY-Draconis-Sternen, den RS-Canum-Venaticorum-Sterne, den braunen Zwergen und den T-Tauri-Sternen beobachtet werden.
Einzelnachweis
- ↑ Akiko Uzawa et al.: A Large X-ray Flare from a Single Weak-lined T Tauri Star TWA-7 Detected with MAXI GSC. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1108.5897v1.
- ↑ B. Fuhrmeister, S. Lalitha, K. Poppenhaeger, N. Rudolf, C. Liefke, A. Reiners, J. H. M. M. Schmitt, J.-U. Ness: Multi-wavelength observations of Proxima Centauri. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1109.1130v1.
- ↑ M. Moualla et al.: A new flare star member candidate in the Pleiades cluster. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1108.6298v1.
- ↑ J. Gomes da Silva, N.C. Santos, X. Bonfils, X. Delfosse, T. Forveille, and S. Udry: Long-term magnetic activity of a sample of M-dwarf stars from the HARPS program I. Comparison of activity indices. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1109.0321v1.
Weblinks
- UV Ceti and the flare stars (englisch)
- M Dwarf Flare Stars (UV Cet type) (englisch)