Oberfläche eines Sterns offenbart chaotischen Dynamo

Die Sonne entwickelt Flecken auf ihrer Oberfläche, die sich im Laufe der Zeit systematisch verändern und uns Aufschluss über ihren zyklischen inneren Dynamo und ihre Struktur geben. Bei anderen Sternen stellt die Beobachtung von Sternflecken und deren zeitlichen Veränderungen eine Herausforderung dar. Einer der am stärksten gefleckten Sterne am Himmel, mit dem Namen XX Trianguli, konnte seit der Einweihung des robotischen Observatoriums Stella auf Teneriffa im Jahr 2006 in jeder klaren Nacht beobachtet werden, was nun erstmals einen vergleichbaren Datensatz wie bei Sonnenflecken ermöglichte.

Ein Forscherteam des Leibniz-Instituts für Astrophysik in Potsdam (AIP) und des Hun-Ren Research Centre for Astronomy and Earth Sciences in Ungarn, wendete die Doppler-Bildgebung an. Sie lösten damit die Stern­oberfläche auf und verfolgten das Auftreten und den Zerfall, die Bewegung und die Morphologie der Sternflecken über sechzehn Jahre, was einen ausgeprägten nicht-solaren chaotischen Dynamo ohne Zyklus enthüllte. Sonnenflecken sind die bekanntesten Erscheinungs­formen des Sonnenmagnet­feldes und weisen eine Reihe von Phänomenen auf, die mit dem inneren Dynamo zusammenhängen. 

Sternflecken sind die direkten Entsprechungen der Sonnenflecken auf anderen Sternen, allerdings mit der großen Einschränkung, dass man die Oberflächen anderer Sterne in der Regel nicht auflösen kann. In der Studie präsentierten die Forschenden 99 unabhängige rekonstruierte Oberflächenbilder des fleckigen Sterns XX Trianguli. Die dunklen Flecken auf der Oberfläche des Sterns verursachen eine Verschiebung seines Photo­zentrums um bis zu 24 Mikrobogen­sekunden. Diese Verschiebungen treten auf, weil dunkle Flecken die Helligkeit in bestimmten Bereichen des Sterns verringern, wodurch sich der wahrgenommene Licht­schwerpunkt leicht verschiebt. 

Im Gegensatz zum vorher­sagbaren Akti­vitätszyklus der Sonne folgten diese Verschiebungen des Lichtzentrums jedoch keinem periodischen Muster, was auf einen größtenteils chaotischen und wahrscheinlich nicht-periodischen Dynamo hindeutet, der sich von dem der Sonne stark unterscheidet. Dieses Phänomen verdeutlicht auch eine weitere Herausforderung bei der Entdeckung von Exoplaneten, da diese durch Flecken verursachten Schwankungen des Photozentrums die winzigen Bewegungen von umkreisenden Planeten nachahmen oder verdecken können, was eine wesentliche Einschränkung für die astrometrische Suche nach Exoplaneten darstellt. 

Die Erstellung eines jahrzehntelangen homogenen Datensatzes war nur durch den kontinuierlichen Betrieb des Stella Observatoriums auf Teneriffa und seines hochauflösenden Stella-Echelle-Spektrographen (SES) möglich. „Stella ist unser hauseigenes Observatorium: entworfen, konstruiert, gebaut und ferngesteuert von Potsdam aus betrieben“, sagt Klaus G. Strassmeier, Projektleiter von STELLA. Die Spektrallinien­profile wurden bis zu 28 Mal über die Dauer einer Sternumdrehung, die 24 Tage dauert, aufgezeichnet, abhängig von den lokalen Wetterbedingungen und der Sichtbarkeit des Ziels am Himmel. Dies ermöglichte eine große Anzahl von Blickwinkeln auf die rotierende Sternoberfläche, da jedes Linienprofil eine eindimensionale Darstellung der sichtbaren Oberfläche im Geschwindig­keitsraum ist. 

Die Aufnahmen wurden etwa einmal pro Sternrotation mathematisch in ein zweidimensionales Doppler-Oberflächenbild umgewandelt. Dies ermöglichte die Rekonstruktion von insgesamt 99 unabhängigen Oberflächenbildern, die zu einem dreiminütigen Film der Stern­oberfläche zusammengesetzt wurden. „Die maximale Verschiebung des Photozentrums von XX Tri zusammen mit seiner stellaren Rotationsperiode ist sicherlich ein großer Wert für gefleckte Sterne, aber vergleichbar mit der erwarteten astro­metrischen Verschiebung eines Sterns in etwa 300 Lichtjahren Entfernung, der von einem Planeten mit Saturnmasse in einer einjährigen Umlaufbahn umkreist wird“, sagt Strassmeier. Sie ist sogar um ein Vielfaches höher als ähnliche Verschiebungen, die für Exoplaneten mit kürzerer Periode erwartet werden. 

Frühe Planeten-Simulationen für Daten der Esa-Mission Gaia hatten gezeigt, dass kurz­periodische Planeten­systeme astro­metrische Signaturen von typischerweise unter einer Mikrobogen­sekunde aufweisen, also viel weniger als das, was auf XX Tri aufgrund von Flecken beobachtet wurde. Die ursprüngliche Gaia-Simulation sagte für die nominelle Lebensdauer der Mission die Entdeckung von Zehntausenden von Planetensystemen voraus. In Anbetracht der nun quanti­fizierten flecken­induzierten Photozentrums­verschiebungen für XX Tri erscheint es sehr schwierig bis unmöglich, diese beiden Effekte, rotations­modulierte Flecken und Exoplaneten, zu trennen, insbesondere wenn sie eine ähnliche Periodizität aufweisen. In jedem Fall sind die Werte für XX Tri die ersten derartigen Messungen eines stellaren Photozentrums überhaupt.

AIP / JOL