„UV-Ceti-Stern“ – Versionsunterschied

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Die magnetische Aktivität später Zwerge ist in [[Doppelstern]]systemen deutlich stärker ausgeprägt als bei Einzelsternen<ref>{{Literatur|Autor=DYLAN P. MORGAN, ANDREW A. WEST, ANE GARCE, SILVIA CATALA, SAURAV DHITAL, MIRIAM FUCHS, AND NICOLE M. SILVESTRI|Titel=THE EFFECTS OF CLOSE COMPANIONS (AND ROTATION) ON THE MAGNETIC ACTIVITY OF M DWARFS|Jahr=2012|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1205.6806}}</ref>. Schon lange ist bekannt, dass alle Anzeichen magnetischer Aktivität mit dem Alter und der Rotationsrate abnehmen wie Studien an [[Offener Sternhaufen|offenen Sternhaufen]] gezeigt haben. Dies gilt sowohl für späte Zwerge mit vollständig [[Konvektion|konvektiven Energietransport]] als auch bei Sternen mit einem Kern mit radiativen Energietransport wie der Sonne, wobei der Effekt bei letzteren stärker ausgeprägt ist. Bei Sternen mit einem radiativen Kern entsteht das stellare Magnetfeld in der [[Tachocline-Region]], der Übergangsschicht zwischen dem Kern und der äußeren Schicht mit konvektiven Energietransport. Bei vollständig konvektiven Sternen ist die Ursache der Generierung eines stellaren Magnetfelds nicht bekannt. Der Einfluß eines Begleiters auf die stellare Aktivität kann dadurch zustande kommen, dass der Begleiter schon während der Sternentstehung die Lebensdauer der [[Akkretionsscheibe]] begrenzt. Damit wird weniger Rotationsenergie über [[Akkretion (Astronomie)|akkretionsgetriebene]] [[Sternwind]]e abgeführt. Bei engen Doppelsternen kommt es durch Gezeiteneffekte zu einer Synchronisation der Rotationsdauer mit der Dauer des Bahnumlaufs und diese Sterne zeigen starke Anzeichen für magnetische Aktivität wie Flares oder in der Intensität der Wasserstoffemissionslinien der [[Balmer-Serie]].
Die magnetische Aktivität später Zwerge ist in [[Doppelstern]]systemen deutlich stärker ausgeprägt als bei Einzelsternen<ref>{{Literatur|Autor=DYLAN P. MORGAN, ANDREW A. WEST, ANE GARCE, SILVIA CATALA, SAURAV DHITAL, MIRIAM FUCHS, AND NICOLE M. SILVESTRI|Titel=THE EFFECTS OF CLOSE COMPANIONS (AND ROTATION) ON THE MAGNETIC ACTIVITY OF M DWARFS|Jahr=2012|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1205.6806}}</ref>. Schon lange ist bekannt, dass alle Anzeichen magnetischer Aktivität mit dem Alter und der Rotationsrate abnehmen wie Studien an [[Offener Sternhaufen|offenen Sternhaufen]] gezeigt haben. Dies gilt sowohl für späte Zwerge mit vollständig [[Konvektion|konvektiven Energietransport]] als auch bei Sternen mit einem Kern mit radiativen Energietransport wie der Sonne, wobei der Effekt bei letzteren stärker ausgeprägt ist. Bei Sternen mit einem radiativen Kern entsteht das stellare Magnetfeld in der [[Tachocline-Region]], der Übergangsschicht zwischen dem Kern und der äußeren Schicht mit konvektiven Energietransport. Bei vollständig konvektiven Sternen ist die Ursache der Generierung eines stellaren Magnetfelds nicht bekannt. Der Einfluß eines Begleiters auf die stellare Aktivität kann dadurch zustande kommen, dass der Begleiter schon während der Sternentstehung die Lebensdauer der [[Akkretionsscheibe]] begrenzt. Damit wird weniger Rotationsenergie über [[Akkretion (Astronomie)|akkretionsgetriebene]] [[Sternwind]]e abgeführt. Bei engen Doppelsternen kommt es durch Gezeiteneffekte zu einer Synchronisation der Rotationsdauer mit der Dauer des Bahnumlaufs und diese Sterne zeigen starke Anzeichen für magnetische Aktivität wie Flares oder in der Intensität der Wasserstoffemissionslinien der [[Balmer-Serie]].


Bekannte UV-Ceti-Sterne sind [[UV Ceti|UV Cet]], [[YZ Ceti|YZ Cet]], [[AD Leonis|AD Leo]], [[EV Lacertae|EV Lac]], [[Ross 248|Ross 248]] und [[Wolf 359|CN Leo (Wolf 359)]]. Stellare Flares konnten auch bei den [[BY-Draconis-Stern]]en, den RS-Canum-Venaticorum-Sterne, den [[Brauner Zwerg|braunen Zwergen]] und den [[T-Tauri-Stern]]en beobachtet werden.
Bekannte UV-Ceti-Sterne sind [[UV Ceti|UV Cet]], [[YZ Ceti|YZ Cet]], [[AD Leonis|AD Leo]], [[EV Lacertae|EV Lac]], [[Ross 248|Ross 248]] und [[Wolf 359|CN Leo (Wolf 359)]]. Stellare Flares konnten auch bei den [[BY-Draconis-Stern]]en, den [[RS-Canum-Venaticorum-Stern]]e, den [[Brauner Zwerg|braunen Zwergen]] und den [[T-Tauri-Stern]]en beobachtet werden.


== Einzelnachweis ==
== Einzelnachweis ==

Version vom 9. Juni 2012, 22:47 Uhr

Flare auf der Sonnenoberfläche

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 K oder 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. Flares können quasi-peridische Pulsationen überlagert sein, die während und nach der Eruption auftreten. Dabei handelt es sich um wellenförmige Helligkeitsvariationen in der Lichtkruve, die auch bei der Sonne beobachtet worden sind. Der physikalische Hintergrund der quasi-peridische Pulsationen ist unbekannt[3].

Auf der Oberfläche der UV-Ceti-Sterne befinden sich Sternenflecken ähnlich den Sonnenflecken. Werden diese Sternflecken fotometrisch nachgewiesen, dann werden die Sterne auch der Klasse der BY-Draconis-Sterne zugerechnet. Die Sternflecken und die Flares sind zwei Eigenschaften magnetisch aktiver Sterne, die sich nicht in ihren physikalischen Eigenschaften unterscheiden[4]. Die magnetische Aktivität ist eine Folge des konvektiven Energietransports in den äußeren Atmosphärenschichten in Kombination mit einer differentiellen Rotation. Dies führt zu einer Bewegung des ionisierten Plasma und zur Generierung eines globalen Magnetfeldes. Die konstante Röntgenleuchtkraft beträgt 1025,5 bis 1029,5 erg/s und ist wahrscheinlich das Ergebnis einer großen Anzahl von Nanoflares[5].

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[6] 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[7].

Die magnetische Aktivität später Zwerge ist in Doppelsternsystemen deutlich stärker ausgeprägt als bei Einzelsternen[8]. Schon lange ist bekannt, dass alle Anzeichen magnetischer Aktivität mit dem Alter und der Rotationsrate abnehmen wie Studien an offenen Sternhaufen gezeigt haben. Dies gilt sowohl für späte Zwerge mit vollständig konvektiven Energietransport als auch bei Sternen mit einem Kern mit radiativen Energietransport wie der Sonne, wobei der Effekt bei letzteren stärker ausgeprägt ist. Bei Sternen mit einem radiativen Kern entsteht das stellare Magnetfeld in der Tachocline-Region, der Übergangsschicht zwischen dem Kern und der äußeren Schicht mit konvektiven Energietransport. Bei vollständig konvektiven Sternen ist die Ursache der Generierung eines stellaren Magnetfelds nicht bekannt. Der Einfluß eines Begleiters auf die stellare Aktivität kann dadurch zustande kommen, dass der Begleiter schon während der Sternentstehung die Lebensdauer der Akkretionsscheibe begrenzt. Damit wird weniger Rotationsenergie über akkretionsgetriebene Sternwinde abgeführt. Bei engen Doppelsternen kommt es durch Gezeiteneffekte zu einer Synchronisation der Rotationsdauer mit der Dauer des Bahnumlaufs und diese Sterne zeigen starke Anzeichen für magnetische Aktivität wie Flares oder in der Intensität der Wasserstoffemissionslinien der Balmer-Serie.

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

  1. ↑ 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.
  2. ↑ 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.
  3. ↑ Qian S.-B., Zhang J., Zhu L.-Y., Liu L., Liao W.-P., Zhao E.-G., He J.-J., Li L.-J., Li K. and Dai Z.-B.: Optical flares and flaring oscillations on the M-type eclipsing binary CU Cnc. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1204.6104v1.
  4. ↑ John R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
  5. ↑ I. Crespo-Chacon, G. Micela, F. Reale, M. Caramazza, J. Lopez-Santiago, and I. Pillitteri: X-ray flares on the UV Ceti-type star CC Eridani: a “peculiar” time-evolution of spectral parameters. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2007, arxiv:0706.3552v1.
  6. ↑ M. Moualla et al.: A new flare star member candidate in the Pleiades cluster. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1108.6298v1.
  7. ↑ 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.
  8. ↑ DYLAN P. MORGAN, ANDREW A. WEST, ANE GARCE, SILVIA CATALA, SAURAV DHITAL, MIRIAM FUCHS, AND NICOLE M. SILVESTRI: THE EFFECTS OF CLOSE COMPANIONS (AND ROTATION) ON THE MAGNETIC ACTIVITY OF M DWARFS. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1205.6806.
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