„UV-Ceti-Stern“ – Versionsunterschied

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[[Datei:NASA's Swift Mission Observes Mega Flares from a Mini Star.jpg|mini|Künstlerische Darstellung von DG Canum Venaticorum einem [[Doppelsternsystem]], das aus zwei roten [[Zwergstern]]en vom [[Spektraltyp]] M4Ve besteht, und daher zur Gruppe der UV-Ceti-Sterne zählt.]]
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[[Datei:Sunspot TRACE.jpeg|miniatur|Flare auf der Sonnenoberfläche]]
'''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''' (nach ihrem Prototypen [[UV Ceti]]; auch '''Flare-Sterne''' oder '''Flackersterne''', [[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 (aperiodische, befristete Freisetzungen großer Energiemengen). Die Flaresterne zeigen eine späte [[Spektralklasse]] meist vom Typ K oder M mit ausgeprägten [[Emissionslinie]]n des Wasserstoffs. Die meisten dieser Sterne haben 0,08 bis 0,5 [[Sonnenmasse]]n und sind entsprechend [[Roter Zwerg|Rote Zwerge]].


== Flares ==
== Flares ==
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[[Datei:Sunspot TRACE.jpeg|mini|Flare auf der Sonnenoberfläche]]
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 klassischen 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 Lichtkurve, die auch bei der Sonne beobachtet worden sind. Der physikalische Hintergrund der quasi-peridische Pulsationen ist unbekannt<ref>{{Literatur|Autor=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.|Titel=Optical flares and flaring oscillations on the M-type eclipsing binary CU Cnc|Jahr=2012|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1204.6104v1}}</ref>. Die Häufigkeit der Flares beträgt bis zu 1,2 Ereignisse pro Stunde, wobei die meisten Eruptionen nur geringe Amplituden erreichen. Die Amplitude kann bis zur 5 [[Scheinbare Helligkeit|Magnitudine]] erreichen, wobei die Anzahl der Flares mit der Amplitude [[Logarithmus|logarithmisch]] abnimmt. Die Amplitude eines Flares ist wellenlängenabhängig, wobei diese von Ultravioletten zum Infraroten stetig abnimmt<ref>{{Literatur|Autor=H. A. Dal, S. Evren|Titel=The Statistical Analyses of Flares
Die stellaren Flares entsprechen den [[Sonneneruption]]en in Bezug auf ihre Entstehung und die bei den Ausbrüchen frei werdende Energie. Da die UV-Ceti-Sterne jedoch eine geringere [[absolute Helligkeit]] aufweisen als die [[Sonne]], sind die Ausbrüche auch im Weißlicht zu beobachten.
Detected In B Band Photometry of UV Ceti Type Stars|Jahr=2012|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1206.3761}}</ref>.


Die Ursache der Ausbrüche liegt in magnetischen Kurzschlüssen der stellaren [[Feldlinie]]n 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 Geschwindigkeit zurück in die Korona beschleunigt. Die Flares sind im Bereich der [[Röntgenstrahlung|Röntgen-]], [[Ultraviolettstrahlung|Ultraviolett-]] und [[Radiostrahlung]] sowie 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 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |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 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1109.1130v1}}</ref>
Flares werden in schnelle und langsame Eruptionen unterteilt. Schnelle Flares verfügen über mehr Energie und ihr Verlauf entspricht dem solarer Röntgenflares. Die langsamen Flares zeigen einen ungewöhnlichen Verlauf, wobei der Anstieg ebenso lange dauert wie der Abstieg. Ihre Amplituden sind deutlich geringer und die Dauer des Anstiegs beträgt mehr als 30 Minuten. Komplexe Flareverläufe können als eine Überlagerung schneller und langsamer Eruptionen interpretiert werden<ref>{{Literatur|Autor=H. A. Dal and S. Evren|Titel=A New Method To Classify Flares Of UV Ceti Type Stars:

Differences Between Slow And Fast Flares|Jahr=2012|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1206.5791}}</ref>. Es wird vermutet, dass schnelle und langsame Flares sich nur durch die geometrische Anordnung unterschieden. Die aktive Region, in der schnelle Flares entstehen, zeigt bei schnellen Flares in Richtung der Erde. Damit wird die Interaktion des Flares mit der Oberfläche des Sterns sichtbar. Ist die aktive Region dagegen auf der gegenüberliegenden Seite, so kann auf der Erde nur die Wechselwirkung der beschleunigten Elektronen mit den oberen Schichten der Chromosphäre und der Korona nachgewiesen werden. Die Wechselwirkung wird dann als ein langsamer Flare beobachtet<ref>{{Literatur|Autor=H. A. Dal and S. Evren|Titel=Rotation Modulations and Distributions of The Flare Occurrence Rates On The Surface Of Five UV Ceti Type Stars|Jahr=2012|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1206.5792}}</ref>.
Der Verlauf eines klassischen Flares besteht aus einem steilen Anstieg der Ausbruchsintensität und einem langsamen [[exponentiell]]en Abklingen. Den Flares können quasi-periodische Pulsationen überlagert sein, die während und nach der Eruption auftreten. Dabei handelt es sich um wellenförmige Helligkeitsvariationen in der [[Lichtkurve]], die auch bei der Sonne beobachtet worden sind. Der physikalische Hintergrund der quasi-periodischen Pulsationen ist unbekannt.<ref>{{Literatur |Autor=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. |Titel=Optical flares and flaring oscillations on the M-type eclipsing binary CU Cnc |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1204.6104v1}}</ref>

Die Häufigkeit der Flares beträgt bis zu 1,2&nbsp;Ereignisse pro Stunde. Die meisten Eruptionen erreichen nur geringe [[Amplitude]]n bis max. 5&nbsp;[[Scheinbare Helligkeit|Magnitudine]]. Die Anzahl der Flares nimmt [[Logarithmus|logarithmisch]] mit der Amplitude ab. Die Amplitude eines Flares hängt von der Wellenlänge ab: vom Ultravioletten zum Infraroten nimmt sie stetig ab.<ref>{{Literatur |Autor=H. A. Dal, S. Evren |Titel=The Statistical Analyses of Flares Detected In B Band Photometry of UV Ceti Type Stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1206.3761}}</ref>

=== Schnelle und langsame Flares ===
Flares werden unterteilt in:
* schnelle Flares; sie verfügen über mehr Energie, und ihr Verlauf entspricht dem solarer Röntgenflares.
* langsame Flares; sie zeigen einen ungewöhnlichen Verlauf, bei dem der Anstieg ebenso lange dauert wie der Abstieg (mehr als 30&nbsp;Minuten). Ihre Amplituden sind deutlich geringer als bei schnellen Flares.
Komplexe Flareverläufe können als eine Überlagerung schneller und langsamer Eruptionen interpretiert werden.<ref>{{Literatur |Autor=H. A. Dal and S. Evren |Titel=A New Method To Classify Flares Of UV Ceti Type Stars: Differences Between Slow And Fast Flares |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1206.5791}}</ref>

Vermutlich unterscheiden sich schnelle und langsame Flares nur durch die geometrische Anordnung:<ref>{{Literatur |Autor=H. A. Dal and S. Evren |Titel=Rotation Modulations and Distributions of The Flare Occurrence Rates On The Surface Of Five UV Ceti Type Stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1206.5792}}</ref>
* Die aktive Region, in der schnelle Flares entstehen, zeigt bei ihnen in Richtung Erde; damit wird die Interaktion des Flares mit der Sternoberfläche sichtbar.
* Ist die aktive Region dagegen auf der erdabgewandten Seite, so kann auf der Erde nur die Wechselwirkung der beschleunigten Elektronen mit den oberen Schichten der Chromosphäre und der Korona nachgewiesen werden; die Wechselwirkung wird dann als langsamer Flare beobachtet.


== Sternflecken ==
== Sternflecken ==
[[Datei:ALMA observes a giant sunspot (1.25 millimetres).jpg|mini|Bild eines riesigen Sonnenflecks aufgenommen von [[Atacama Large Millimeter/submillimeter Array|ALMA]].]]
Auf der Oberfläche der UV-Ceti-Sterne befinden sich Sternflecken ähnlich den [[Sonnenfleck]]en. Die Sternflecken sind ein Bereich niedriger Temperatur, weil durch die [[Magnetfeldlinien]] der Energietransport vom Sterninneren in die Photosphäre behindert wird. Werden die 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 Eigenschaften 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>.
Auf der Oberfläche der UV-Ceti-Sterne befinden sich [[Sternfleck]]en ähnlich den [[Sonnenfleck]]en. Die Sternflecken sind ein Bereich niedriger Temperatur, weil durch die [[Magnetfeldlinien]] der Energietransport vom Sterninneren in die Photosphäre behindert wird. Werden die Sternflecken [[fotometrisch]] nachgewiesen, so 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 Eigenschaften unterscheiden.<ref>{{Literatur |Autor=John R. Percy |Titel=Understanding Variable Stars |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=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 [[ionisiert]]en Plasmas und zur Generierung eines globalen Magnetfeldes. Die konstante Röntgen[[leuchtkraft]] beträgt 10<sup>18,5…22,5</sup> [[Watt (Einheit)|Watt]] 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 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2007 |arXiv=0706.3552v1}}</ref>


Aus photometrischen Beobachtungen der Sternflecken kann die Rotationsperiode abgleitet werden, die meist im Bereich einiger Tage liegt. Ein Vergleich mit der Verteilung der Flares zeigt, dass es entgegen einfacher Modelle nicht eine große aktive Region auf den UV-Ceti-Sternen zu geben scheint. Die Flares sind gleichmäßig verteilt und daher dürften auf den Flaresternen mehrere kleinere aktive Regionen mit entsprechenden Sternflecken existieren, in denen auch die magnetischen Kurzschlüsse auftreten, die die Ursache der Flares sind<ref>{{Literatur|Autor=Nicholas M. Hunt-Walker, Eric J. Hilton, Adam F. Kowalski|Titel=MOST observations of the Flare Star AD Leo|Jahr=2012|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1206.5019}}</ref>.
Aus photometrischen Beobachtungen der Sternflecken kann die [[Rotationsperiode]] abgeleitet werden, die meist bei einigen Tagen liegt. Ein Vergleich mit der Verteilung der Flares zeigt, dass es entgegen einfachen Modellen nicht eine große aktive Region auf den UV-Ceti-Sternen zu geben scheint, sondern dass die Flares gleichmäßig verteilt sind. Daher dürften auf den Flaresternen mehrere kleinere aktive Regionen mit entsprechenden Sternflecken existieren, in denen auch die magnetischen Kurzschlüsse auftreten, welche die Ursache der Flares sind.<ref>{{Literatur |Autor=Nicholas M. Hunt-Walker, Eric J. Hilton, Adam F. Kowalski |Titel=MOST observations of the Flare Star AD Leo |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1206.5019}}</ref>


== Eigenschaften der UV-Ceti-Sterne ==
== Eigenschaften ==
UV-Ceti-Sterne zählen zur Gruppe der magnetisch aktiven Sternen zusammen mit den [[RS-Canum-Venaticorum-Stern]]en, den [[BY-Draconis-Stern]]en und den [[FK-Comae-Berenices-Stern]]en. Die 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>. Etwa 75% aller M-Zwerge gehören zu den magnetisch aktiven Sternen und zeigen die für UV-Ceti-Sterne typischen Flares.
UV-Ceti-Sterne zählen mit den [[RS-Canum-Venaticorum-Stern]]en, den [[BY-Draconis-Stern]]en und den [[FK-Comae-Berenices-Stern]]en zu den magnetisch aktiven Sternen. Die UV-Ceti-Sterne sind häufig in Regionen mit aktiver [[Stern #Sternentwicklung|Sternentstehung]] oder in 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 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1108.6278}}</ref> und für die M-Zwerge mit einem Spektraltyp früher als&nbsp;M5.5 scheint – wie bei den [[sonnenähnlicher Stern|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 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1109.0321v1}}</ref> Etwa 75 % aller M-Zwerge gehören zu den magnetisch aktiven Sternen und zeigen die für UV-Ceti-Sterne typischen Flares.


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]].
Wie Studien an offenen Sternhaufen gezeigt haben, nehmen bei UV-Ceti-Sternen alle Anzeichen magnetischer Aktivität mit dem Alter und der Rotationsrate ab. Dies gilt sowohl für späte Zwerge mit vollständig [[Konvektion|konvektivem Energietransport]] als auch für Sterne wie die Sonne mit [[Strahlungstransport|radiativem Energietransport]] im Kern. Bei letzteren ist der Effekt stärker und das stellare Magnetfeld entsteht in der [[Tachocline-Region]], der Übergangsschicht zwischen dem Kern und der äußeren Schicht mit konvektivem Energietransport; bei vollständig konvektiven Sternen dagegen ist nicht bekannt, warum sich ein stellares Magnetfeld bildet.


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 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1205.6806}}</ref> 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)|akkretions]]<nowiki/>getriebene [[Sternwind]]e abgeführt.
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Schnell rotierende alte Rote Zwerge können auch das Ergebnis einer Wechselwirkung mit einem Planeten in einer engen Umlaufbahn sein. Diese [[Hot Jupiter]] verformen sich in der Nähe ihres Sterns und die dissipierte Verformungsenergie senkt den Umlaufradius weiter. Dies führt zu einer Korotation des Sterns und des Planeten, wodurch die Rotationsgeschwindigkeit des Roten Zwergs wieder beschleunigt wird. Am Ende dieses Prozesses kann es zu einer [[Common-Envelope|Verschmelzung]] des Planeten und des Roten Zwergs kommen, wodurch der Stern erheblich an Drehmoment gewinnt<ref>{{Literatur|Autor=Emeline Bolmont, Sean N. Raymond, Jeremy Leconte, and Sean P. Matt| Titel=Effect of the stellar spin history on the tidal evolution of close-in planets|Jahr=2012|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1207.2127v1}}</ref>.

Bei engen Doppelsternen kommt es durch [[Gezeitenkraft|Gezeiteneffekte]] zu einer Synchronisation der Rotationsdauer mit der [[Umlaufdauer]] ([[gebundene Rotation]]); diese Sterne zeigen starke Anzeichen für magnetische Aktivität wie Flares oder in der Intensität der Wasserstoffemissionslinien der [[Balmer-Serie]].

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Schnell rotierende alte Rote Zwerge können auch das Ergebnis einer Wechselwirkung mit einem [[Planet]]en in einer engen Umlaufbahn sein. Diese [[Hot Jupiter]] verformen sich in der Nähe ihres Sterns, und die [[Dissipation|dissipierte]] [[Verformungsenergie]] verkleinert den Umlaufradius weiter. Dies führt zu einer [[Korotation]] des Sterns und des Planeten, wodurch die Rotationsgeschwindigkeit des Roten Zwergs wieder zunimmt. Am Ende dieses Prozesses kann es zu einer [[Common-Envelope|Verschmelzung]] des Planeten und des Roten Zwergs kommen, wodurch der Stern erheblich an [[Drehimpuls]] gewinnt.<ref>{{Literatur |Autor=Emeline Bolmont, Sean N. Raymond, Jeremy Leconte, and Sean P. Matt |Titel=Effect of the stellar spin history on the tidal evolution of close-in planets |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1207.2127v1}}</ref>

=== Vorkommen in Sternkatalogen ===
Der [[General Catalogue of Variable Stars]] listet aktuell etwa 1000&nbsp;Sterne mit dem Kürzel&nbsp;''UV'', womit etwa 2 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der UV-Ceti-Sterne gezählt werden.<ref name="GCVS1">{{Internetquelle |url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm |titel=Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia |abruf=2019-05-04}}</ref>


== Beispiele ==
== Beispiele ==
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)]].
Bekannte UV-Ceti-Sterne sind [[YZ Ceti|YZ&nbsp;Cet]], [[AD Leonis|AD&nbsp;Leo]], [[EV Lacertae|EV&nbsp;Lac]], [[Ross&nbsp;248]] und [[Wolf 359|CN&nbsp;Leo (Wolf&nbsp;359)]].


== Einzelnachweis ==
== Einzelnachweise ==
<references />
<references />


== Weblinks ==
== Weblinks ==
* [http://www.aavso.org/vstar/vsots/fall03.shtml UV Ceti and the flare stars] <small>(englisch)</small>
* {{Webarchiv |url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/fall03.shtml |text=UV Ceti and the flare stars |wayback=20100615081903}} <small>(englisch)</small>
* [http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/flares.html M Dwarf Flare Stars (UV Cet type)] <small>(englisch)</small>
* [http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/flares.html M Dwarf Flare Stars (UV Cet type)] <small>(englisch)</small>


{{Normdaten|TYP=s|GND=4255748-3}}
{{Normdaten|TYP=s|GND=4255748-3}}


[[Kategorie:Sternklasse|Uv-Ceti-Stern]]
[[Kategorie:Sternklasse der Eruptiv Veränderlichen Sterne]]
[[Kategorie:Sternklasse der Hauptreihe]]
[[Kategorie:UV-Ceti-Stern| ]]
[[Kategorie:UV-Ceti-Stern| ]]
[[Kategorie:Roter Zwerg|!]]

[[ar:نجم مضيء]]
[[ca:Estrella fulgurant]]
[[en:Flare star]]
[[es:Estrella fulgurante]]
[[fa:ستاره شراره‌دار]]
[[fi:Flare-muuttuja]]
[[fr:Étoile éruptive]]
[[id:Bintang suar]]
[[it:Stella a brillamento]]
[[ja:閃光星]]
[[ko:플레어 별]]
[[pl:Gwiazda rozbłyskowa]]
[[ru:Вспыхивающая звезда]]
[[sk:Vzplanujúca hviezda]]
[[sv:Flarestjärna]]
[[tr:Parıltılı yıldızlar]]
[[uk:Спалахуюча зірка]]
[[zh:耀星]]

Aktuelle Version vom 1. Mai 2022, 09:31 Uhr

Künstlerische Darstellung von DG Canum Venaticorum einem Doppelsternsystem, das aus zwei roten Zwergsternen vom Spektraltyp M4Ve besteht, und daher zur Gruppe der UV-Ceti-Sterne zählt.

UV-Ceti-Sterne (nach ihrem Prototypen UV Ceti; auch Flare-Sterne oder Flackersterne, 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 (aperiodische, befristete Freisetzungen großer Energiemengen). Die Flaresterne zeigen eine späte Spektralklasse meist vom Typ K oder M mit ausgeprägten Emissionslinien des Wasserstoffs. Die meisten dieser Sterne haben 0,08 bis 0,5 Sonnenmassen und sind entsprechend Rote Zwerge.

Flares

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Flare auf der Sonnenoberfläche

Die stellaren Flares entsprechen den Sonneneruptionen in Bezug auf ihre Entstehung und die bei den Ausbrüchen frei werdende Energie. Da die UV-Ceti-Sterne jedoch eine geringere absolute Helligkeit aufweisen als die Sonne, 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 Geschwindigkeit zurück in die Korona beschleunigt. Die Flares sind im Bereich der Röntgen-, Ultraviolett- und Radiostrahlung sowie im sichtbaren Licht nachgewiesen worden.[1][2]

Der Verlauf eines klassischen Flares besteht aus einem steilen Anstieg der Ausbruchsintensität und einem langsamen exponentiellen Abklingen. Den Flares können quasi-periodische Pulsationen überlagert sein, die während und nach der Eruption auftreten. Dabei handelt es sich um wellenförmige Helligkeitsvariationen in der Lichtkurve, die auch bei der Sonne beobachtet worden sind. Der physikalische Hintergrund der quasi-periodischen Pulsationen ist unbekannt.[3]

Die Häufigkeit der Flares beträgt bis zu 1,2 Ereignisse pro Stunde. Die meisten Eruptionen erreichen nur geringe Amplituden bis max. 5 Magnitudine. Die Anzahl der Flares nimmt logarithmisch mit der Amplitude ab. Die Amplitude eines Flares hängt von der Wellenlänge ab: vom Ultravioletten zum Infraroten nimmt sie stetig ab.[4]

Schnelle und langsame Flares

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Flares werden unterteilt in:

  • schnelle Flares; sie verfügen über mehr Energie, und ihr Verlauf entspricht dem solarer Röntgenflares.
  • langsame Flares; sie zeigen einen ungewöhnlichen Verlauf, bei dem der Anstieg ebenso lange dauert wie der Abstieg (mehr als 30 Minuten). Ihre Amplituden sind deutlich geringer als bei schnellen Flares.

Komplexe Flareverläufe können als eine Überlagerung schneller und langsamer Eruptionen interpretiert werden.[5]

Vermutlich unterscheiden sich schnelle und langsame Flares nur durch die geometrische Anordnung:[6]

  • Die aktive Region, in der schnelle Flares entstehen, zeigt bei ihnen in Richtung Erde; damit wird die Interaktion des Flares mit der Sternoberfläche sichtbar.
  • Ist die aktive Region dagegen auf der erdabgewandten Seite, so kann auf der Erde nur die Wechselwirkung der beschleunigten Elektronen mit den oberen Schichten der Chromosphäre und der Korona nachgewiesen werden; die Wechselwirkung wird dann als langsamer Flare beobachtet.

Sternflecken

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Bild eines riesigen Sonnenflecks aufgenommen von ALMA.

Auf der Oberfläche der UV-Ceti-Sterne befinden sich Sternflecken ähnlich den Sonnenflecken. Die Sternflecken sind ein Bereich niedriger Temperatur, weil durch die Magnetfeldlinien der Energietransport vom Sterninneren in die Photosphäre behindert wird. Werden die Sternflecken fotometrisch nachgewiesen, so 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.[7] 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 Plasmas und zur Generierung eines globalen Magnetfeldes. Die konstante Röntgenleuchtkraft beträgt 1018,5…22,5 Watt und ist wahrscheinlich das Ergebnis einer großen Anzahl von Nanoflares.[8]

Aus photometrischen Beobachtungen der Sternflecken kann die Rotationsperiode abgeleitet werden, die meist bei einigen Tagen liegt. Ein Vergleich mit der Verteilung der Flares zeigt, dass es entgegen einfachen Modellen nicht eine große aktive Region auf den UV-Ceti-Sternen zu geben scheint, sondern dass die Flares gleichmäßig verteilt sind. Daher dürften auf den Flaresternen mehrere kleinere aktive Regionen mit entsprechenden Sternflecken existieren, in denen auch die magnetischen Kurzschlüsse auftreten, welche die Ursache der Flares sind.[9]

Eigenschaften

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UV-Ceti-Sterne zählen mit den RS-Canum-Venaticorum-Sternen, den BY-Draconis-Sternen und den FK-Comae-Berenices-Sternen zu den magnetisch aktiven Sternen. Die UV-Ceti-Sterne sind häufig in Regionen mit aktiver Sternentstehung oder in jungen offenen Sternhaufen zu finden. Die magnetische Aktivität der M-Zwerge am unteren Ende der Hauptreihe nimmt mit dem Alter schnell ab[10] und für die M-Zwerge mit einem Spektraltyp früher als M5.5 scheint – 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.[11] Etwa 75 % aller M-Zwerge gehören zu den magnetisch aktiven Sternen und zeigen die für UV-Ceti-Sterne typischen Flares.

Wie Studien an offenen Sternhaufen gezeigt haben, nehmen bei UV-Ceti-Sternen alle Anzeichen magnetischer Aktivität mit dem Alter und der Rotationsrate ab. Dies gilt sowohl für späte Zwerge mit vollständig konvektivem Energietransport als auch für Sterne wie die Sonne mit radiativem Energietransport im Kern. Bei letzteren ist der Effekt stärker und das stellare Magnetfeld entsteht in der Tachocline-Region, der Übergangsschicht zwischen dem Kern und der äußeren Schicht mit konvektivem Energietransport; bei vollständig konvektiven Sternen dagegen ist nicht bekannt, warum sich ein stellares Magnetfeld bildet.

Die magnetische Aktivität später Zwerge ist in Doppelsternsystemen deutlich stärker ausgeprägt als bei Einzelsternen.[12] 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 Umlaufdauer (gebundene Rotation); diese Sterne zeigen starke Anzeichen für magnetische Aktivität wie Flares oder in der Intensität der Wasserstoffemissionslinien der Balmer-Serie.

Schnell rotierende alte Rote Zwerge können auch das Ergebnis einer Wechselwirkung mit einem Planeten in einer engen Umlaufbahn sein. Diese Hot Jupiter verformen sich in der Nähe ihres Sterns, und die dissipierte Verformungsenergie verkleinert den Umlaufradius weiter. Dies führt zu einer Korotation des Sterns und des Planeten, wodurch die Rotationsgeschwindigkeit des Roten Zwergs wieder zunimmt. Am Ende dieses Prozesses kann es zu einer Verschmelzung des Planeten und des Roten Zwergs kommen, wodurch der Stern erheblich an Drehimpuls gewinnt.[13]

Vorkommen in Sternkatalogen

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Der General Catalogue of Variable Stars listet aktuell etwa 1000 Sterne mit dem Kürzel UV, womit etwa 2 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der UV-Ceti-Sterne gezählt werden.[14]

Beispiele

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Bekannte UV-Ceti-Sterne sind YZ Cet, AD Leo, EV Lac, Ross 248 und CN Leo (Wolf 359).

Einzelnachweise

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  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. ↑ H. A. Dal, S. Evren: The Statistical Analyses of Flares Detected In B Band Photometry of UV Ceti Type Stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1206.3761.
  5. ↑ H. A. Dal and S. Evren: A New Method To Classify Flares Of UV Ceti Type Stars: Differences Between Slow And Fast Flares. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1206.5791.
  6. ↑ H. A. Dal and S. Evren: Rotation Modulations and Distributions of The Flare Occurrence Rates On The Surface Of Five UV Ceti Type Stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1206.5792.
  7. ↑ John R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
  8. ↑ 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.
  9. ↑ Nicholas M. Hunt-Walker, Eric J. Hilton, Adam F. Kowalski: MOST observations of the Flare Star AD Leo. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1206.5019.
  10. ↑ M. Moualla et al.: A new flare star member candidate in the Pleiades cluster. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1108.6278.
  11. ↑ 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.
  12. ↑ 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.
  13. ↑ Emeline Bolmont, Sean N. Raymond, Jeremy Leconte, and Sean P. Matt: Effect of the stellar spin history on the tidal evolution of close-in planets. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1207.2127v1.
  14. ↑ Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia. Abgerufen am 4. Mai 2019.
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