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   Hamburger Sternwarte - Aktivität der Sonne und der Sterne

     Projekt: Röntgenemission

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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 bis 100 bzw. Energien von 150 eV bis 10 keV. Entsprechend entsteht die Röntgenstrahlung bei Temperaturen von 106-108 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 > 106 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.

Ein kurzer Abriß der Geschichte der Röntgenastronomie

Röntgenemission von Planeten

Spektroskopische Dichtediagnostik





Stand: Don, 20 Dez 2001 13:45:00

Verantwortlich für den Inhalt: J.-U. Ness