Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

Im kosmischen Vergleich ist die Sonne ein Langweiler. Während die Helligkeit einiger anderer Sterne, die ihr ähneln, stark schwankt, sind die Ausschläge bei der Sonne deutlich moderater. Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen, von der Türkisch-Deutschen Universität und der Boğaziçi Universität in Istanbul und von der Kyung Hee Universität in Yongin, Südkorea haben nun untersucht, wie genau sich Sonnen- beziehungsweise Sternflecken auf dieses Verhalten auswirken. Neben Anzahl und Größe der Flecken spielt ihre Verteilung eine Rolle. Würden Gruppen von Sonnenflecken häufiger in Clustern auftreten, könnten die Helligkeitsschwankungen der Sonne durchaus mit denen ihrer kosmischen Brüder und Schwestern mithalten. Von seinen Ergebnissen berichtet das Team in der heutigen Ausgabe der Fachzeitschrift Astrophysical Journal Letters.

Sonnenflecke, dunkle Bereiche auf der sichtbaren Oberfläche unseres Sterns, gehören zu seinen auffälligsten Eigenschaften. Sie können so gewaltige Ausmaße annehmen, dass sie von der Erde aus ohne Vergrößerung sichtbar sind, und bleiben in der Regel über mehrere Tage bestehen, bevor sie wieder vergehen. In dieser Zeit drehen sie sich zusammen mit der Sonnenoberfläche aus unserem Blickfeld. Auf diese Weise tragen sie zu den Helligkeitsschwankungen der Sonne bei, die sich auf Zeitskalen von einigen Wochen abspielen.

Solche Helligkeitsschwankungen sind auch von fernen Sternen bekannt. Allerdings hatte im April dieses Jahres eine Studie von MPS-Wissenschaftlerinnen und -Wissenschaftlern ergeben, dass die Helligkeitsschwankungen einiger Sterne, die der Sonne in wichtigen Eigenschaften ähneln, deutlich heftiger ausfallen als bei unserem Zentralgestirn. Die Forscherinnen und Forscher hatten die Lichtkurven von mehr als 350 sonnenähnlichen Sternen mit denen der Sonne verglichen. „Wir haben uns gefragt, was die Flecken dieser Sterne von Sonnenflecken unterscheidet. Sind es grundlegende physikalische Eigenschaften? Oder reichen vielleicht schon Kleinigkeiten aus, die Abweichungen zu erklären“, erläutert Dr. Emre Işık, Erstautor der neuen Studie, den Grundgedanken.

Anders als bei der Sonne lassen sich bei Sternen Strukturen auf der Oberfläche nicht direkt beobachten. Dafür sind die Forschungsobjekte zu weit weg. Stattdessen wandten sich die Forscherinnen und Forscher ihren Computern zu – und erzeugten in Simulationen eine Art Versuchsstern. Dieser Stern entspricht der Sonne und anderen sonnenähnlichen Sternen in vielen Eigenschaften; Größe, Anzahl und Verteilung so genannter aktiver Regionen auf der Oberfläche lassen sich jedoch „künstlich“ verändern. Aktive Regionen sind Gebiete besonders hoher magnetischer Feldstärke, die häufig mit Sternflecken einhergehen.

„Offenbar braucht es nicht viel, einen sonnenähnlichen Stern auf Touren zu bringen“, fasst Dr. Alexander Shapiro, der am MPS die Forschungsgruppe „Verbindung Solarer und Stellarer Variabilität“ leitet, die Ergebnisse zusammen. „Die Idee, wie dies klappen könnte, stammt von der Sonne selbst“, fügt er hinzu. Die Helligkeitsschwankungen des Versuchssterns nahmen besonders deutlich zu, wenn seine aktiven Regionen etwas häufiger als bei der Sonne, vor allem aber bevorzugt in enger Nachbarschaft zueinander erschienen. „Es ist üblich, dass Sonnenflecke in Gruppen auftreten. Etwa die Hälfte dieser Gruppen sind wiederum Teil größerer Cluster“, erklärt Işık die Motivation, speziell an dieser Stellschraube zu drehen. „Zunächst entsteht eine einzelne Gruppe von Sonnenflecken, weitere folgen in ihrer Nähe“, beschreibt er. Wie die aktuellen Rechnungen nun zeigen, lassen sich deutlich stärkere Helligkeitsschwankungen erreichen, wenn dieser Hang zur Clusterbildung ausgeprägter ist.

Auch einem weiteren, sonderbaren Verhalten einiger sonnenähnlicher Sterne kamen die Forscherinnen und Forscher so auf die Schliche. Während die Helligkeitsschwankungen einiger dieser Sterne ausgesprochen regelmäßig sind, verlaufen die der Sonne deutlich unordentlicher. Hier könnte der Ort, an dem die Gruppen von Sternflecken auftreten, eine Rolle spielen. Häufen sie sich jeweils an zwei, sich gegenüberliegenden Längengraden, ist ein sehr regelmäßiges Verhalten zu beobachten.

Ob die Flecke ferner Sterne tatsächlich in Clustern und an bestimmen Längengraden auftreten, lässt sich nur schwer überprüfen. Weitere Beobachtungen sind notwendig. „Unsere Rechnungen zeigen aber, dass die Sonne möglicherweise kein so ausgeprägter Sonderling ist, wie zunächst gedacht“, so MPS-Direktor Prof. Dr. Sami K. Solanki. „Möglicherweise unterscheidet sie sich nur in einigen Kleinigkeiten von den meisten ihrer Geschwister“.

Originalveröffentlichung
Emre Işık, Alexander I. Shapiro, Sami K. Solanki, Natalie A. Krivova:
Amplification of Brightness Variability by Active-region Nesting in Solar-like Stars,
Astrophysical Journal Letters, 22. September 2020

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• Unsere Sonne

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Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung.

Dunkle, zum Teil riesige Sternflecken an der Oberfläche sind unter Roten Riesensternen verbreiteter als bisher angenommen. In der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics berichten Forscherinnen und Forscher unter Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen, dass etwa acht Prozent der Roten Riesen solche Flecken zeigen. Sie sind Ausdruck starker Magnetfelder an der Oberfläche des Sterns. Die Magnetfelder entstehen tief im Innern in einem Prozess, der unter anderem Konvektion und eine schnelle Eigendrehung des Sterns voraussetzt. Obwohl Rote Riesen gemeinhin als langsam rotierende Sterne gelten, bilden diejenigen mit Sternflecken offenbar eine Ausnahme. Die aktuelle, umfassende Analyse identifiziert verschiedene Gründe für deren ungewöhnliche Drehfreude: vom erzwungenen Gleichtakt mit einem anderen, eng benachbarten Stern über das Verschlucken eines Sterns oder Planeten bis hin zu einer schnellen Ausgangsdrehgeschwindigkeit in einer frühen Entwicklungsphase.

Zu den auffälligsten Eigenschaften der Sonne gehören die Sonnenflecken, dunkle Bereiche auf ihrer ansonsten hellen Oberfläche, die zum Teil sogar ohne Vergrößerung von der Erde aus sichtbar sind. Auch zahlreiche andere Sterne, die sich wie die Sonne in der Blütezeit ihres Lebens befinden, sind von Flecken überzogen. Bei Roten Riesen hingegen, die sich in einem fortgeschrittenen Stadium der Sternentwicklung befinden, galten sie bisher als Seltenheit. Die Ursache für diesen Unterschied findet sich im Innern der Sterne. Aus dem Zusammenspiel von elektrisch leitenden Plasmaströmen und der Rotation des Sterns entstehen in einem Dynamoprozess die Magnetfelder des Sterns und setzen sich bis an seine Oberfläche fort. An manchen Stellen verhindern besonders starke Magnetfelder, dass heißes Plasma nach oben strömt. Diese Regionen erscheinen dunkel und werden als Sternflecken bezeichnet.

„Damit sich an der Oberfläche eines Sterns Magnetfelder und Sternflecken ausbilden, sind Rotation und Konvektion entscheidende Zutaten“, erklärt Dr. Federico Spada vom MPS, Ko-Autor der neuen Studie. „Sterne, bei denen sich die Konvektion in einer außenliegenden Schicht abspielt, haben das Potential, durch Dynamoprozesse Magnetfelder an der Oberfläche zu erzeugen. Diese magnetische Aktivität ist nur dann messbar, wenn der Stern schnell genug rotiert“, fügt er hinzu. Bisher hatten Forscherinnen und Forscher angenommen, dass fast alle Roten Riesen eher gemächlich um die eigene Achse rotieren. Schließlich dehnen sich Sterne, wenn sie sich gegen Ende ihres Lebens zu Roten Riesen entwickeln, dramatisch aus. Ihre Eigenrotation verlangsamt sich dadurch wie bei einem Pirouetten drehenden Eiskunstläufer, der die Arme ausstreckt. Die neue Studie unter Leitung des MPS und der New Mexiko State University (USA) zeigt nun ein anderes Bild. Etwa acht Prozent der beobachteten Roten Riesen drehen sich so schnell, dass Flecken entstehen können.

Das Forscherteam durchforstete die Messdaten von etwa 4.500 Roten Riesen, die das Weltraumteleskop Kepler von 2009 bis 2013 aufgenommen hat, nach Hinweisen auf Flecken. Solche Flecken mindern die Lichtmenge, die ein Stern ins All sendet. Da sie sich in der Regel über mehrere Monate nur leicht verändern, drehen sie sich nach und nach aus dem Blickfeld des Teleskops – und erscheinen dann nach einiger Zeit wieder. Dies erzeugt typische, regelmäßig wiederkehrende Helligkeitsschwankungen.

Im zweiten Schritt gingen die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler der Frage nach, warum die fleckigen Riesen sich so schnell drehen. Woher nehmen sie die nötige Energie? „Um diese Frage zu beantworten, mussten wir ganz genau hinsehen, möglichst viele Eigenschaften der Sterne bestimmen und daraus ein Gesamtbild zusammensetzen“, so MPS-Wissenschaftler Dr. Patrick Gaulme, Erstautor der Studie. Am Apache Point Observatory in New Mexiko (USA) untersuchten die Forscherinnen und Forscher etwa, wie sich die Wellenlängen des Sternlichtes einiger Sterne mit der Zeit verändern. So sind Rückschlüsse auf ihre genaue Bewegung möglich. Zudem schaute das Team auf schnelle Helligkeitsschwankungen, die den langsameren, durch Sternflecken verursachten überlagert sind. Die schnelleren Schwankungen sind Ausdruck von Druckwellen, die sich durch das Innere eines Sterns bis zu seiner Oberfläche ausbreiten. Ihre Analyse erlaubt es, viele innere Eigenschaften des Sterns zu bestimmen wie etwa das Gewicht und das Alter.

Wie sich zeigte, gehören etwa 15 Prozent der fleckigen Riesen zu Doppelsternsystemen, die auch einen weiteren, kleineren und somit drehfreudigen Stern beherbergen. „In solchen Systemen gleichen sich die Rotationsgeschwindigkeiten beider Sterne mit der Zeit an, bis sie sich wie zwei Paarläufer beim Eiskunstlauf im Gleichtakt drehen“, so Gaulme. Der zunächst langsamere Rote Riese gewinnt dadurch an Schwung.

Die anderen fleckigen Riesen, etwa 85 Prozent, sind Einzelkämpfer – und rotieren dennoch schnell. Die leichteren von ihnen, deren Gewicht in etwa dem der Sonne entspricht, sind wahrscheinlich im Laufe ihrer Entwicklung mit einem weiteren Stern oder einem Planeten verschmolzen und haben dadurch Fahrt aufgenommen. Die etwas schwereren, deren Gewicht zwischen dem zweifachen und dreifachen Gewicht der Sonne liegt, blicken auf einen anderen Werdegang zurück. In der Blütezeit ihres Lebens, bevor sie zu Roten Riesen wurden, verhinderte ihr innerer Aufbau das Entstehen eines globalen Magnetfeldes, das Sternteilchen nach und nach vom Stern wegleitet. Anders als bei ihren magnetischen Kollegen, die sich im Laufe der Zeit deshalb immer langsamer drehen, hat sich ihre Rotation wohl nie deutlich abgebremst. Sie rotieren auch als Rote Riesen noch fast so schnell wie in jungen Jahren.

„Die Beobachtung, dass einige Rote Riesen Flecken haben, hat uns zu drei verschiedenen Gruppen schnell rotierender Sterne geführt“, so Gaulme zusammenfassend. „Es ist also kein Wunder, dass das Phänomen weiter verbreitet ist, als wir bisher dachten“, fügt er hinzu.

Studien wie die vorliegende werfen Licht auf die Entwicklung der Rotation und der magnetischen Aktivität bei Sternen und auf ihr komplexes Zusammenspiel, einschließlich der Auswirkungen auf die Bewohnbarkeit der Planetensysteme, die sie beherbergen könnten. Diese gehören zu den Hauptzielen der ESA-Mission PLATO, deren Start für Ende 2026 erwartet wird. „Wir freuen uns auf die PLATO-Mission; mit ihren einzigartigen Langzeitbeobachtungen werden wir in der Lage sein, unsere Studie auf andere Regionen der Milchstraße auszudehnen“, schließt Spada.

Diese Forschung wurde vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) im Rahmen des PLATO Data Center grant 50OO1501 unterstützt.

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• Sternentwicklung

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Ein Beitrag von Timo Lange. Quelle: ESA, Sciencemag.org, AstronomyNow.

Beobachtet wurde der etwa 100 Lichtjahre entfernte Stern HD 49.933. „Der Stern läutet wie eine Glocke“, sagt Travis Metcalfe vom National Atmospheric Research Center in Boulder, Colorado (USA). „Wenn der Stern seinen Sternenflecken-Zyklus durchläuft, ändern sich die Töne und die Lautstärke des Läutens in einem sehr spezifischen Muster, mit höheren Tönen und geringer Lautstärke an der Spitze des magnetischen Zyklus.“
CoRoTs Beobachtungen zeigen, dass der magnetische Zyklus dieses Sterns nur rund 240 Tage dauert. Solch kurze Zyklen waren bisher nicht bekannt. Erkenntnisse über die magnetischen Zyklen anderer Sterne helfen uns dabei, den Zyklus unserer Sonne besser einzuordnen und zu verstehen. Darüber hinaus sind solche Daten wichtig, um die Bewohnbarkeit von Exoplaneten zu bestimmen, die u. a. auch von den magnetischen Eigenschaften der Muttersterne abhängt.

CoRoT hatte bereits vor 2 Jahren bei der Beobachtung von drei Sternen wissenschaftliches Neuland betreten und das Forschungsfeld ‚Stellare Seismologie‘ überhaupt erst richtig ermöglicht.

Das Weltraumteleskop ist vor allem für seine Mission bekannt, Exoplaneten mit Hilfe der Transitmethode zu entdecken. Dabei nimmt CoRoT photometrische Messungen vor – Helligkeitsschwankungen des Sternenlichts können so bestimmt werden. Solche Helligkeitsschwankungen können durch einen vor dem Stern vorbeiziehenden Exoplaneten auftreten, aber auch durch Schallwellen im Stern selbst. Misst man diese Schwankungen sehr genau, kann man Rückschlüsse auf die innere Struktur der Sterne ziehen, ähnlich wie dies Seismologen mit durch Erdbeben ausgelöste seismische Wellen auf unserem Heimatplaneten machen.

CoRoT hat zum ersten Mal in der Geschichte der Astronomie solche ‚Stellarbeben‘ bei den sonnenähnlichen Sternen HD 49.933, HD 181.420 und HD 181.906 direkt beobachten können. Derartige Beobachtungen ermöglichen perspektivisch eine Vielzahl von neuen Erkenntnissen über Struktur, Energietransportmechanismen, Masse, Alter und chemische Zusammensetzung von Sternen und damit letztlich auch ein besseres Verständnis unserer eigenen Sonne.

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