Magnetische Aktivität im Hertzsprung-Russell Diagramm

Als magnetische Aktivität bezeichnet man alle Beobachtungsphänomene, die auf ein dynamo-erzeugtes stellares Magnetfeld zurückgehen. Das bestbekannte Beispiel eines aktiven Sterns ist unsere Sonne; der 11-jährige Sonnenzyklus ist ein klares Indiz fuer das Wirken des solaren Dynamos. Sonnenähnliche Dynamos beruhen auf dem Zusammenspiel von Rotation und Konvektion, und sind daher nur fuer Sterne mit ähnlichem inneren Aufbau möglich. Bei sehr massearmen, vollständig konvektiven Sterne werden aber auch starke Merkmale von Aktivität beobachtet, d.h. ein möglicherweise andersgearteter Dynamo ist vermutlich auch hier am Werk.

 

Bedingt durch das Magnetfeld nimmt die Temperatur in den Atmosphären aktiver Sterne nach aussen hin zu, von der Chromosphaere ueber die Transition Region bis zur Korona. Diese Schichten der Atmosphaere verdanken ihre Existenz dem stellaren Dynamo. Sie treten durch Strahlungsemission bei sukzessive kürzeren Wellenlängen (vom optischen, ueber das UV bis zum Röntgenbereich) in Erscheinung. Multi-Wellenlaengenstudien von magnetischer Aktivität bieten daher Rückschlüsse auf die Struktur der Sternatmosphären. 

 

 

Identifikation von jungen Sternen mit Roentgensurveys

Nach Verlust der Akkretionsscheibe ähnelt die optische/IR Emission von jungen Sternen dem Spektrum von Hauptreihensternen. Daher sind diese sogenannten "weak-line" T Tauri Sterne schwierig zu identifizieren. Ein Ausweg bildet die Röntgenstrahlung, die bei Vorhauptreihensternen -- unabhängig von der Präsenz von zirkumstellarem Material -- bis zu einem Faktor tausend stärker ist als auf der Hauptreihe. Beobachtungen von Sternentstehungsregionen im Röntgenlicht sind ein effizientes Mittel, um "weak-line" T Tauri Sterne zu identifizieren. Sie sind daher komplementär zu Surveys im Infrarotbereich, welche hauptsächlich die Population der jungen Sterne mit Scheiben (sogenannte "klassische" T Tauri Sterne) entdecken. Aktuell beschäftigen wir uns mittels Röntgendaten mit der Erhebung von vollstaendigen Stichproben von (1) Vorhauptreihensternen in Sternentstehungsregionen und (2) sogenannten "Flare"-Sternen in Sonnenumgebung. 

Aktivitaet und Rotation bei massearmen Sternen

Eine empirische Beziehung zwischen stellarer Rotationsrate und magnetischer Aktivität (gemessen als Leuchtkraft im Roentgenlicht) gilt historisch als erster Hinweis dafür, dass ausser unserer Sonne auch andere Sterne dynamo-erzeugte Magnetfelder besitzen. Bis zum heutigen Tag ist die Rotations-Aktivitaets Beziehung allerdings fuer sehr massearme Sterne vom Spektraltyp M nur unzureichend bestimmt. M Sterne sind vollständig konvektiv, weshalb eine qualitative Änderung der magnetischen Aktivität im Vergleich zu sonnen-aehnlichen Sternen erwartet wird. Die langen Rotationsperioden von M Sternen gepaart mit geringer (Roentgen-)Leuchtkraft erschweren die Untersuchung der Rotations-Aktivitaets Beziehung. Aktuell befassen wir uns mit diesem Problem durch eine Kombination von empfindlichen Messungen der Röntgenleuchtkraft als Mass fuer die Aktivität und hoch präzisen optischen Lichtkurven der Kepler und K2-Mission, aus welchen die Rotationsperioden bestimmt werden.

Aktivität auf Ultrakühlen Zwergen

Objekte von Spektraltyp M7 und spaeter werden als "Ultrakühle Zwerge" bezeichnet. Diese Gruppe umfasst sowohl Sterne sehr geringer Masse als auch Braune Zwerge. Ultrakühle Zwerge sind vollstaendig konvektiv, weshalb man erwartet, dass ihre Aktivität anders geartet ist, als bei sonnenähnlichen Sternen. Ausserdem sind die Photosphären nur gering ionisiert, so dass es fraglich ist, ob die Materie an das Magnetfeld koppeln und damit magnetische Aktivität erzeugen kann. Wir untersuchen die magnetische Aktivität von ultrakühlen Zwergen im Radio-, optischen und Röntgenbereich und stellen Vergleiche mit Sternen vom Spektraltyp GKM an.