13.03.2020

Turbulenter Sternendynamo

Zusammenspiel von Rotation und Konvektion ist entscheidend für die Aktivität eines Sterns.

Die Aktivität verschiedener Sterne kann sehr unterschiedlich stark ausgeprägt sein. Die Sonne beispielsweise ist mit ihren koronalen Massenauswürfen, ihren Flares und Sonnenflecken im astronomischen Vergleich eher mäßig aktiv. Andere Sterne bieten deutlich mehr: etwa riesige Sternflecken, die einen Großteil ihrer Scheibe bedecken. Seit Langem ist klar, dass die Magnetfelder, die im Innern der Sterne in einem Dynamo-Prozess entstehen, für diese Aktivität verantwortlich sind. Die genaue Funktionsweise des Dynamos ist noch unklar. Mit dem Ziel diese Frage zu klären, hat nun eine Gruppe von Wissenschaftlern unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnen­system­forschung (MPS) erstmals eine Gruppe von Hauptreihen- und weiter entwickelten Sternen mit derselben Methode untersucht. Ihre Analyse deutet darauf hin, dass ein gemeinsamer, turbulenz­abhängiger Dynamomechanismus eine entscheidende Rolle für die Sternaktivität in allen Stadien der Sternentwicklung spielt. 
 

Abb.: Ein Blick in das Innere der Sonne und eines weiter­entwickelten...
Abb.: Ein Blick in das Innere der Sonne und eines weiter­entwickelten Riesen­sterns (Bild: MPS / Aalto University / hormesdesign.de)

In ihrem Inneren sind Sterne in Schichten aufgebaut, ähnlich wie eine Zwiebel. Bei Sternen mit sonnen­ähnlichen Temperaturen folgt auf den Kern die Strahlungszone. Dort wird die Wärme aus dem Inneren mittels Strahlung nach außen geleitet. Da das Sternenplasma weiter außen kühler wird, wird der Wärmetransport dort von Plasmaströmen dominiert: Heißes Plasma aus dem Inneren steigt zur Oberfläche auf, kühlt ab und sinkt wieder hinab: typische Konvektion. Gleichzeitig führt die Rotation des Sterns, deren Geschwindigkeit vom Breitengrad abhängt, zu zusätzlichen Scher­bewegungen. Beide Prozesse zusammen verdrehen und verwirbeln die Magnetfeldlinien und erzeugen die komplexen Magnetfelder in einem noch nicht vollständig verstandenen Dynamoprozess.

„Leider können wir nicht in die Sonne und andere Sterne hineinschauen und diese Vorgänge direkt beobachten. Stattdessen müssen wir auf indirekte Methoden zurückgreifen“, erklärt Jyri Lehtinen vom MPS. In ihrer aktuellen Studie vergleichen die Forscher einerseits die Aktivitätsniveaus verschiedener Sterne und andererseits ihre Rotations- und Konvektionseigenschaften. Ziel ist es, festzustellen, welche Eigenschaften einen starken Einfluss auf die Aktivität haben. Dies kann helfen, die entscheidenden Merkmale des Dynamoprozesses zu identifizieren.

Mehrere Modelle des Sternendynamos wurden bisher vorgeschlagen; zwei Haupttheorien beherrschen jedoch die Diskussion. Während eine davon der Rotation eine maßgeblichere Rolle zuweist und annimmt, dass die Konvektion nur einen subtilen Einfluss hat, beruht die andere entscheidend auf turbulenten Konvektionsströmungen. Bei dieser Art von Konvektion steigt das heiße Sternenplasma nicht in großen, behäbigen Bewegungen an die Oberfläche. Vielmehr dominieren kleinskalige, unruhige Ströme.

Um Hinweise zugunsten einer der beiden Theorien zu finden, warfen Lehtinen und seine Kollegen einen Blick auf 224 sehr unterschiedliche Sterne. Die Auswahl enthielt sowohl Hauptreihensterne, die sozusagen in der Blüte ihres Lebens stehen, als auch ältere, weiter entwickelte Riesensterne. Typischerweise verändern sich sowohl die Konvektions- als auch die Rotations­eigenschaften von Sternen mit zunehmendem Alter. Im Vergleich zu Haupt­reihensternen weisen weiter entwickelte Sterne eine dickere Konvektionszone auf, die sich oft über einen Großteil des Sterndurchmessers erstreckt und manchmal die Strahlungszone sogar vollständig verdrängt. Dies führt zu längeren Zeitskalen für den konvektiven Wärmetransport. Gleichzeitig verlangsamt sich in der Regel die Rotation.

Für ihre Studie analysierten die Forscher einen am Mount Wilson Observatorium in Kalifornien (USA) gewonnenen Datensatz, der über mehrere Jahre die Strahlungs­intensität dieser Sterne in Wellenlängen aufzeichnete, die typisch sind für die Kalziumionen im Sternenplasma. Die Strahlungs­intensität korreliert nicht nur mit dem Aktivitätsniveau der Sterne. Komplexe Daten­verarbeitung ermöglichte es auch, auf die Rotations­perioden der Sterne zu schließen.

Wie die Sonne weisen Sterne bisweilen Regionen mit extrem starken Magnetfeldern auf, also aktive Regionen. Diese gehen oftmals mit dunklen Flecken auf der sichtbaren Oberfläche des Sterns einher. „Wenn sich der Stern dreht, wandern diese Flecken ins Blickfeld und verschwinden dann wieder. Das führt zu einem periodischen Anstieg und Abfall der Strahlungsintensität“, erklärt Maarit Käpylä von der Aalto Universität in Finnland, die auch die Forschungsgruppe „Solare und Stellare Dynamos“ am MPS leitet. Da jedoch auch andere Effekte zu Schwankungen der Strahlungsintensität führen können, ist es schwierig, periodische Schwankungen – insbesondere über lange Zeiträume – zu identifizieren.

„Einige der von uns untersuchten Sterne zeigen Rotations­perioden von mehreren hundert Tagen und über­raschenderweise immer noch ein Aktivitäts­niveau, das mit dem anderer Sterne vergleichbar ist, und bemerkenswerterweise sogar magnetische Aktivitätszyklen wie die Sonne", sagt Nigul Olspert vom MPS, der die Daten analysiert hat. Die Sonne dreht sich im Vergleich dazu recht zügig mit einer Rotationsperiode von nur etwa 25 Tagen am Sonnenäquator. Die konvektiven Zeitskalen wurden aus Modellen für den Sternaufbau berechnet, welche die Masse jedes Sterns, seine chemischen Zusammensetzung und Entwicklungsphase berücksichtigen.

Die Analyse der Wissenschaftler zeigt, dass die Aktivität eines Sterns nicht nur von seiner Rotation abhängt. Das hatten zuvor andere Studien nahegelegt, die auf kleineren und einheitlicheren Proben basierten und nur Haupt­reihensterne einschlossen. „Das Zusammenwirken von Rotation und Konvektion bestimmt, wie aktiv ein Stern ist“, fasst Käpylä zusammen. „Unsere Ergebnisse geben deshalb den Ausschlag zugunsten des Dynamo­mechanismus mit turbulenter Konvektion“, fügt sie hinzu. 

MPS / DE
 

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