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Künstlerische Darstellung eines Gasrings Hamburger Sternwarte - Forschung: Bp-Sterne
Auswirkungen von Wind, Magnetfeld und Rotation bei heißen Sternen


Anders sieht es aus, wenn die Sterne ein starkes Magnetfeld haben. Die beobachteten Magnetfelder sind zum überwiegenden Teil Dipolfelder, also ähnlich dem Feld eines Stabmagneten oder dem der Erde. (Erst durch verbesserte Meßtechniken zeigte sich, dass es doch Abweichungen von einem reinen Dipol gibt.) Die beiden Pole liegen meist nicht genau gegenüber, als wenn die Dipolachse verbogen wäre.

Da Bewegungen der elektrisch geladenen Teilchen (Ionen) quer zu den Magnetfeldlinien erschwert werden, wirkt das Magnetfeld beruhigend auf die turbulenten äußeren Schichten. Dadurch ist es möglich, dass Atome von verschiedenen Elementen, die unterschiedlichem Strahlungsdruck ausgesetzt sind, sich entmischen, d.h. dass einige Elemente stärker nach außen gedrückt werden als andere. Wenn nun in den Schichten, in denen die Spektrallinien entstehen, ein Element angereichert wird, so fällt dieses durch eine stärker als normal aussehende Spektrallinie auf. Dieser geschilderte Effekt der Entmischung durch Strahlungsdruck wird auch Diffusion genannt und ist theoretisch gut verstanden. Er wird jedoch vornehmlich bei kühleren Sternen (Temperaturen kleiner als 15000°K) beobachtet, den sogenannten pekuliaren A-Sternen oder Ap-Sternen. Bei den meisten dieser Sterne wurden ebenfalls starke Magnetfelder von 100 bis zu 35000 Gauss Polfeldstärke nachgewiesen (zum Vergleich: das Magnetfeld der Erde beträgt etwa 0,5 Gauss an der Oberfläche). Das Bild eines solchen Dipolfeldes ist aus Abb. 3 zu ersehen.

Was passiert aber nun im Übergangsbereich von Sternen, die Oberflächentemperaturen von 10000 bis 30000°K (B-Sterne) und ein Magnetfeld haben? Der Wind dieser Sterne ist schwach und der Massenverlust ist gering. Außerdem muß der Einfluß des Magnetfeldes auf die geladenen Teilchen berücksichtigt werden. Entlang der Magnetfeldlinie kann sich ein geladenes Teilchen ungehindert bewegen. Senkrecht dazu wird es jedoch auf einer Kreisbahn um die Magnetfeldlinie laufen. Verläuft seine Bewegungsrichtung jedoch schräg zur Magnetfeldlinie, so bewegt es sich auf einer Spiralbahn entlang der Magnetfeldlinie.

Der Wind in einem Dipolfeld wird also an den Magnetpolen den Stern ungehindert verlassen können. Am magnetischen Äquator wird sich kein Wind entwickeln können, und der Wind, der abseits von den Polen in Bereichen entsteht, wo die dazugehörenden Magnetfeldlinien geschlossen sind, wird zum magnetischen Äquator umgelenkt. Hier prallen nun Teilchen die von beiden Seiten (von Nord- und Südpol), aber entlang der gleichen Magnetfeldlinie beschleunigt wurden, mit hoher Geschwindigkeit aufeinander und werden abgebremst. Sie können weder auf noch ab und werden sich über dem Äquator in einer Scheibe, die um ein Vielfaches größer als der Stern ist, ansammeln und damit eine riesige ringförmige Wolke bilden. Da die Rotationsachse des Sterns nicht unbedingt parallel zur Magnetpolachse verläuft (Modell: Schiefer Rotator), beobachtet man daher bei einem Umlauf gewöhnlich zwei Bedeckungen des Sterns durch diese Wolke.

Phase 0.10, Wolke bedeckt den Stern zum Größten Teil Phase 0.35, Wolke bedeckt den Stern teilweise Phase 0.75, Wolke bedeckt den Stern nicht

Abbildung 1: Modell eines Sterns mit einem Dipol-Magnetfeld zu drei verschiedenen Phasen. Hellbau sind die Magnetfeldlinien dargestellt, die sich bis zu 6 Sternradien ausdehnen. Die Rotationsachse zeigt nach oben, etwas zum Beobachter geneigt. Die Magnetfeldachse zeigt nach unten/links, unten/rechts, bzw. direkt zum Beobachter (linkes, mittleres, rechtes Bild).

In Abb. 1 ist solch ein Modell zu 3 verschiedenen Phasen zu sehen. Eine Animation (1.8 MB) kann auch als ZIP-file (910k) download. oder gzip-file (910k) download geladen werden.

Ein Stern mit solch einer Hülle wurde zum ersten Mal von D.Groote & K.Hunger bereits 1976 beobachtet. In den folgenden Jahren wurden einige dieser Sterne auch mit dem IUE-Satelliten (International Ultraviolet Explorer) beobachtet, der in fast 18 Jahren über 100000 Spektren von verschiedensten Sternen aufgenommen hat. Diese Daten wurden jetzt in einem von der NASA unterstützten Projekt neu reduziert und in einem Archiv (MAST = Multi-Mission Archive at Space Telescope Science Institute) über das Internet der astronomischen Gemeinschaft zur Verfügung gestellt. Damit besteht die Möglichkeit, in dieser Datenbank nach ähnlichen Sternen zu suchen und diese Erscheinungen zeitabhängig zu studieren.

Die Rotation



Thursday, 24-Nov-2011 09:27:03 CET | D.Groote