„UV-Ceti-Stern“ – Versionsunterschied

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'''UV-Ceti-Sterne''' (auch ''Flare-Sterne'' oder ''Flackersterne'' genannt, [[General Catalogue of Variable Stars|GCVS]]-Systematikkürzel: ''UV'') gehören zur Klasse der [[Eruptiv veränderlicher Stern|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 [[Emissionslinie]]n des Wasserstoffs.
'''UV-Ceti-Sterne''' (auch ''Flare-Sterne'' oder ''Flackersterne'' genannt, [[General Catalogue of Variable Stars|GCVS]]-Systematikkürzel: ''UV'') gehören zur Klasse der [[Eruptiv veränderlicher Stern|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 [[Emissionslinie]]n des Wasserstoffs.


UV-Ceti-Sterne zählen zu den magnetisch aktiven Sternen. Die stellaren Flares entsprechen den [[Sonneneruption]]en 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 (Sonne)|Korona]]. Die dabei freigesetzte Energie beschleunigt Partikel in die unter der Korona liegende [[Chromosphäre]], die dort mit der dichteren Materie kollidieren. Das [[Plasma (Physik)|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<ref>{{Literatur|Autor=Akiko Uzawa et al.|Titel=A Large X-ray Flare from a Single Weak-lined T Tauri Star TWA-7 Detected with MAXI GSC|Jahr=2011|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1108.5897v1}}</ref>, <ref>{{Literatur|Autor=B. Fuhrmeister, S. Lalitha, K. Poppenhaeger, N. Rudolf, C. Liefke, A. Reiners, J. H. M. M. Schmitt, J.-U. Ness|Titel=Multi-wavelength observations of Proxima Centauri|Jahr=2011|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1109.1130v1}}</ref>. Der Verlauf eines Flares besteht aus einem steilen Anstieg und einem langsamen exponentiellen Abklingen der Ausbruchsintensität.
UV-Ceti-Sterne zählen zu den magnetisch aktiven Sternen. Die stellaren Flares entsprechen den [[Sonneneruption]]en 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 (Sonne)|Korona]]. Die dabei freigesetzte Energie beschleunigt Partikel in die unter der Korona liegende [[Chromosphäre]], die dort mit der dichteren Materie kollidieren. Das [[Plasma (Physik)|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<ref>{{Literatur|Autor=Akiko Uzawa et al.|Titel=A Large X-ray Flare from a Single Weak-lined T Tauri Star TWA-7 Detected with MAXI GSC|Jahr=2011|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1108.5897v1}}</ref>, <ref>{{Literatur|Autor=B. Fuhrmeister, S. Lalitha, K. Poppenhaeger, N. Rudolf, C. Liefke, A. Reiners, J. H. M. M. Schmitt, J.-U. Ness|Titel=Multi-wavelength observations of Proxima Centauri|Jahr=2011|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1109.1130v1}}</ref>. 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 [[Sonnenfleck]]en. Werden diese Sternflecken fotometrisch nachgewiesen, dann werden die Sterne auch der Klasse der [[BY-Draconis-Stern]]e zugerechnet. Die Sternflecken und die Flares sind zwei Eigenschaften magnetisch aktiver Sterne, die sich nicht in ihren physikalischen Egenschaften unterscheiden<ref>{{Literatur|Autor=John R. Percy|Titel=Understanding Variable Stars|Ort=Cambridge|Verlag=Cambridge University Press|Jahr=2007|ISBN=978-0-521-23253-1}}</ref>. Die magnetische Aktivität ist eine Folge des [[Konvektion (Wärmeübertragung)|konvektiven Energietransports]] in den äußeren Atmosphärenschichten in Kombination mit einer [[Differentielle Rotation|differentiellen Rotation]]. Dies führt zu einer Bewegung des ionisierten Plasma und zur Generierung eines globalen Magnetfeldes. Die konstante Röntgenleuchtkraft beträgt 10<sup>25,5</sup> bis 10<sup>29,5</sup> erg/s und ist wahrscheinlich das Ergebnis einer großen Anzahl von Nanoflares<ref>{{Literatur|Autor=I. Crespo-Chacon, G. Micela, F. Reale, M. Caramazza, J. Lopez-Santiago, and I. Pillitteri|Titel=X-ray flares on the UV Ceti-type star CC Eridani: a “peculiar” time-evolution of spectral parameters|Jahr=2007|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=0706.3552v1}}</ref>.
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Auf der Oberfläche der UV-Ceti-Sterne befinden sich Sternenflecken ähnlich den [[Sonnenfleck]]en. UV-Ceti-Sterne sind häufig in Regionen mit aktiver [[Stern#Sternentwicklung|Sterneentstehung]] oder jungen [[Offener Sternhaufen|offenen Sternhaufen]] zu finden. Die magnetische Aktivität der M-Zwerge am unteren Ende der Hauptreihe nimmt mit dem Alter schnell ab<ref>{{Literatur|Autor=M. Moualla et al.|Titel=A new flare star member candidate in the Pleiades cluster|Jahr=2011|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1108.6298v1}}</ref> und es scheint für die M-Zwerge mit einem Spektraltyp früher als M5.5 wie bei den sonnenähnlichen Sternen eine [[Sonnenfleckenzyklus|zyklische Aktivität]] vorzuliegen. Die Aktivitätszyklen sind [[Spektroskopie|spektroskopisch]] in den Ruhephasen durch die [[Äquivalentbreite|Linienstärke]] von [[H-alpha]], der H und K-Linie des Kalziums sowie der Na1 Linie des Natriums nachweisbar<ref>{{Literatur|Autor=J. Gomes da Silva, N.C. Santos, X. Bonfils, X. Delfosse, T. Forveille, and S. Udry|Titel=Long-term magnetic activity of a sample of M-dwarf stars from the

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UV-Ceti-Sterne sind häufig in Regionen mit aktiver [[Stern#Sternentwicklung|Sterneentstehung]] oder jungen [[Offener Sternhaufen|offenen Sternhaufen]] zu finden. Die magnetische Aktivität der M-Zwerge am unteren Ende der Hauptreihe nimmt mit dem Alter schnell ab<ref>{{Literatur|Autor=M. Moualla et al.|Titel=A new flare star member candidate in the Pleiades cluster|Jahr=2011|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1108.6298v1}}</ref> und es scheint für die M-Zwerge mit einem Spektraltyp früher als M5.5 wie bei den sonnenähnlichen Sternen eine [[Sonnenfleckenzyklus|zyklische Aktivität]] vorzuliegen. Die Aktivitätszyklen sind [[Spektroskopie|spektroskopisch]] in den Ruhephasen durch die [[Äquivalentbreite|Linienstärke]] von [[H-alpha]], der H und K-Linie des Kalziums sowie der Na1 Linie des Natriums nachweisbar<ref>{{Literatur|Autor=J. Gomes da Silva, N.C. Santos, X. Bonfils, X. Delfosse, T. Forveille, and S. Udry|Titel=Long-term magnetic activity of a sample of M-dwarf stars from the
HARPS program I. Comparison of activity indices|Jahr=2011|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1109.0321v1}}</ref>.
HARPS program I. Comparison of activity indices|Jahr=2011|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1109.0321v1}}</ref>.


Version vom 2. April 2012, 19:50 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.

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 Egenschaften unterscheiden[3]. 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[4].

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[5] 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[6].

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. ↑ John R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
  4. ↑ 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.
  5. ↑ M. Moualla et al.: A new flare star member candidate in the Pleiades cluster. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1108.6298v1.
  6. ↑ 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.
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