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Röntgenemission von kühlen Sternen
Die Röntgenstrahlung ist in dem Bereich des elektromagnetischen
Spektrums angesiedelt, der sich an den UV Bereich anschließt.
Zum Röntgenbereich
gehören Wellenlängen von 1 Å bis 100 Å bzw.
Energien von 150 eV bis 10 keV.
Entsprechend entsteht die Röntgenstrahlung bei Temperaturen von K. Aber auch durch Abbremsung
entsprechend energiereicher geladener Teilchen, z.B. Elektronen, kann
Röntgenstrahlung emittiert werden.
Im ROSAT All Sky Survey
(RASS) sind ein
Drittel aller
beobachteten Röntgenquellen Sterne. Dabei sind die
Entstehungsmechanismen bei
den verschiedenen Sterntypen unterschiedlich. Bei A Sternen wurde zumeist keine
Röntgenstrahlung festgestellt, während OB Sterne und auch
weiße
Zwerge
Röntgenstrahlung erzeugen. Teilweise emittieren auch Riesensterne im
Röntgenbereich.
Die Röntgenemission von
späten Sternen stammt von der
sehr heißen Korona (T > K),
einem
thermischen, sehr dünnen, Plasma, das den Stern, z.B. auch die Sonne,
umgibt.
Wie diese hohe Temperatur zustande kommt, ist nicht umfassend geklärt,
es ist
aber zu vermuten, daß magnetische Aktivität eine wesentliche Rolle
spielt. Die
Röntgenemission gibt demnach im wesentlichen
Aufschluß über die
magnetische
Aktivität des betreffenden Sterns. Je intensiver
die Röntgenleuchtkraft, desto
höher der Grad an magnetischer Aktivität.
Mit der magnetischen Aktivität
verbindet man insbesondere die Sonnenfleckenaktivität
und die Intensität der
Korona des Sterns. Bei unserer Sonne unterliegt die Fleckenaktivität
regelmäßigen Zyklen, deren extrasolare Pendants von großem
Interesse sind, um
wiederum Vorstellungen über das bisherige und künftige Verhalten
unserer eigenen
Sonne und damit Aussagen über den möglichen Einfluß auf das
Erdklima zu
bekommen. Röntgenbeobachtungen spielen bei der Verfolgung stellarer
Aktivitätszyklen eine wichtige Rolle.
Das Ausmaß an Aktivität hängt mit dem
Sternalter und der Rotation des Sterns zusammen. Besonders aktiv sind junge
Sterne, T-Tauri Sterne und enge Doppelsterne. Aus Röntgenspektren
lassen sich
außerdem die physikalischen Eigenschaften der
Korona bestimmen, da man bei
sonnenähnlichen Sternen davon ausgehen kann, daß die
Röntgenstrahlung
ausschließlich in der Korona erzeugt wird, da bei den vergleichsweise
kühlen
Temperaturen auf der Oberfläche keine Röntgenstrahlung entsteht.
Dabei lassen
sich aus Spektrallinen und dem Kontinuum Aussagen über Temperatur,
Dichte und
chemische Zusammensetzung der Korona herleiten.
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