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


Da die meisten jungen Sterne sehr schnell um ihre eigene Achse rotieren (mit Rotationsdauern von <1 bis 100 Tagen), wird jede Unregelmäßigkeit auf der Oberfläche durch eine kleine Änderung im Licht sichtbar.
Hier muß daran erinnert werden, dass wir alle Sterne, ausser unserer Sonne nur als Punkte sehen. Ein Fleck auf der Oberfläche (ähnlich den Sonnenflecken) kann kaum beobachtet werden, da das Licht von der gesamten sichtbaren Hemisphäre des Sterns aufsummiert wird.
Trotzdem fallen diese Sterne besonders durch ihre Variabilität auf. Ist nähmlich die Magnetfeldachse zur Rotationsachse geneigt, so wird abwechselnd mal der eine oder andere Pol auf der sichtbaren Hemisphäre erscheinen. Wenn außerdem die Gasscheibe den Stern bedeckt und ein Teil des Lichts verschluckt, erscheint der Stern in der Bedeckungsphase dunkler.

M.A. Smith und D. Groote haben nun zum ersten Mal solche Gasscheiben untersucht und mit Hilfe neuester Computerprogramme diese mit Modellrechnungen simuliert. Dadurch wurde es möglich zu verstehen, welch starke dynamische Vorgänge (Turbulenzgeschwindigkeiten von 25-50km/s) in solchen Gasscheiben ablaufen. Weiterhin wurde es möglich, Aussagen über Temperatur- und Dichteverlauf in diesen Hüllen zu machen.

Es findet offensichtlich eine Zirkulation von Materie statt, die in den Gebieten nahe den Magnetpolen aufsteigt und vermutlich auf der Sternoberfläche am magnetischen Äquator teilweise wieder abgelagert wird, d.h. dass Materie auf den Stern zurückfließt. Am äußeren Rand dieses "Gasinges" und am Pol wird ein Teil der Materie den Stern jedoch direkt verlassen können. Es sind insbesondere die Ionen (elektrisch geladene Atome), die viele Absorptionslinien besitzen und daher durch die Strahlung des Sterns besonders stark beschleunigt werden. Dies sind die Ionen der sogenannten Metalle, d.h. der Elemente, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind, wie z.B. Eisen. Als Folge davon erscheint der ganze Stern metallarm . Am magnetischen Äquator, wo der Wind unterdrückt wird, lagern sich ausschließlich Wasserstoff (H) und Helium (He) aus der Gasscheibe ab, so dass auch hier die Metalle fehlen. Beobachtet wurde eine Reduzierung auf 1/10 der solaren Metallhäufigkeit bei 3 Sternen mit Temperaturen größer 20000°K.

Außerdem konnten die rotverschobenen Emissionen in einigen Spektrallinien erklärt werden. Diese entstehen durch die auf die Scheibe aufprallenden Teichen, die sich in den Polphasen (wenn der Magnetpol auf den Beobachter gerichtet ist) vom Beobachter weg, auf die Scheibe zu bewegen (deshalb rotverschoben). Sie sind auch nur zu sehen, weil die Fläche der Scheibe wesentlich größer als die der Sternscheibe ist (Abb. 2, rechts).

schmaler Teil des Gasrings bedeckt den Stern breiter Teil des Gasrings bedeckt den Stern Stern wird nicht vom Gasring bedeckt

Abbildung 2:Deformiertes Magnetfeld um einen Stern. Es sind die zwei Phasen der Bedeckung des Sterns durch den Ring und eine Phase zu der der Stern unbedeckt ist (erscheinen von Emissionslinien) dargestellt. Im mittleren Bild ist die Deformation des Magnetfeldes zu sehen, die durch die Verbiegung der Magnetfeldachse entsteht.

In Abb. 2 ist ein deformiertes Magnetfeld zu verschieden Zeiten (Phasen), zu sehen. Hier sind die äußersten geschlossenen Magnetfeldlinien dargestellt. Durch anklicken des Bildes kann auch eine Animation gestartet werden (3.3 MB), die auch als ZIP-file (500k) download oder gzip-file (500k) download geladen werden kann.

In den letzten Jahren wurde verstärkt versucht mit Magneto-Hydro-Dynamischen (MHD-) Rechnungen den Einfluß des Magnetfeldes auf den Wind zu simulieren (Owocki und Mitarbeiter, University of Delaware). Solche Simulationen (zunächst nur 2-dimensional) zeigen die Dynamik eines solchen Vorgangs. Der Wind der von beiden Seiten zusammenprallt bildet eine dichte Gasscheibe, die das Magnetfeld immer weiter nach außen verbiegt, bis es schließlich aufreißt und einen Teil der Materie freigibt. Dabei wird das entlassene Gas sehr schnell und sehr stark aufgeheizt (10-100 Millionen Grad K) und entsendet Röntgenstrahlen. Solch ein Ausbruch (Flare) wurde tatsächlich bei einem Stern (σ Orionis E) zweimal beobachtet.

Simulation der Gasdichte Simulation der Gastemperatur

Abbildung 4: zeigt Magneto-Hydro-Dynamische Simulationen eines Dipol-Magnetfeldes, dass durch einen starken Wind beeinflußt wird. In der Mitte des Bildes ist die sich bildende Scheibe zu sehen, von der Gas auf die Sternoberfläche zurückfließt oder nach außen in Knotenförmigen Gebilden abgegeben wird. Die Simulationen stammen von A. ud'Doula und S. Owocki (2004).

Ebenso konnte zum ersten mal solch eine Gasscheibe berechnet werden. Es zeigte sich, dass sie nicht nur verbogen ist sondern auch nicht genau in der Ebene des magnetischen Äquators liegt. Die Emissionen und Absorptionen dieser theoretisch berechneten Scheibe sind in hervorragender Übereinstimmung mit den Beobachtungen. Abb. 3 zeigt bei Anklicken eine Animation der um den Stern rotierenden Scheibe wie sie im Licht der Spektrallinie Hα erscheint. In Abb. 4 werden beobachtete Daten mit den Ergebnissen aus Modellrechnungen verglichen.

Scheibenmodell für σ Orionis E

Abbildung 3: Theoretisches Modell für eine starr rotierende Scheibe in einem zur Rotationsachse geneigten magnetischen Dipolfeld. Der untere Teil der Animation zeigt die zu erwartenden Veränderungen des Linienprofils der Spektrallinie Hα (656.3 nm). Nach Berechnungen von R. Townsend und S. Owocki(2004).

σ Ori E Beobachtungen σ Ori E Modelrechnungen

Abbildung 4: Phasenabhängiger Vergleich von Beobachtung (links, von D. Groote) und Modell (rechts, von R. Townsend) der Spektrallinie Hα. Gelbe und rote Gebiete zeigen die Emission der Gasscheibe (Phasen 0.25 und 0.75, Geschwindigkeit +-500 km/s) während blaue Gebiete die Absorption zeigen wenn die Scheibe sich vor dem Stern befindet (Phasen 0.0 und 0.5, Geschwindigkeit 0 km/s).

Im Folgenden soll nun beschrieben werden, zu welch komplexen Gegebenheiten und Erscheinungen diese physikalischen Vorgänge führen können.

Das Wind- Rotationsmodell



Thursday, 24-Nov-2011 09:33:32 CET | D.Groote