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Ursache der stärksten Sternausbrüche im Kepler-Feld entschlüsselt
Ein Roter Riese im Kepler-Beobachtungsfeld erzeugt einige der energiereichsten bekannten Sternausbrüche. Neue Messungen bestätigen, dass KIC 2852961 einen nahen Begleitstern besitzt. Die Superflares gehen aber offenbar nicht unmittelbar auf diesen zurück, sondern vor allem auf die magnetische Aktivität des Riesensterns, die von seiner ungleichmäßigen Rotation begünstigt werden könnte.
Budapest (Ungarn). Auch Sterne, die sich bereits zu Roten Riesen aufgebläht haben, können gewaltige Strahlungsausbrüche erzeugen. Bei solchen Superflares wird gespeicherte magnetische Energie in kurzer Zeit freigesetzt. Auf der Sonne entstehen ähnliche Ausbrüche, wenn sich verspannte Magnetfeldlinien neu verbinden. Die möglichen Energien besonders großer Sonnenflares sind jedoch weit geringer als die Ausbrüche, die an manchen Riesensternen beobachtet werden.
Ein besonders auffälliges Beispiel ist KIC 2852961. Schon frühere Kepler-Beobachtungen zeigten 59 Flares auf diesem Stern, darunter Ausbrüche mit enormer Strahlungsenergie. Zugleich schwankt seine Helligkeit während der Rotation deutlich. Solche Schwankungen entstehen, wenn große dunkle Sternflecken über die sichtbare Oberfläche wandern. Bislang war unklar, welche Rolle ein vermuteter naher Begleiter bei der ungewöhnlich heftigen Aktivität spielt.
Forscher des HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences (HUN-REN CSFK) um Dr. Zsolt Kővári haben die Beobachtungsdaten deshalb erneut untersucht. Sie kombinierten Messungen der Sternbewegung aus Bodenteleskopen mit Helligkeitsdaten der Weltraumteleskope Kepler und TESS sowie präziseren Entfernungsangaben der Gaia-Mission. Besonders die Veränderungen der Radialgeschwindigkeit erlauben es, die Bahn eines zuvor nicht direkt erkennbaren Begleiters zu bestimmen.
Die neuen Spektren bestätigen, dass der Rote Riese Teil eines engen Doppelsternsystems ist. Beide Sterne umlaufen einander in 34,182 Tagen auf einer fast kreisförmigen Bahn. Der Riese besitzt etwa den zwölffachen Sonnenradius, während sein lichtschwacher Begleiter nach den Berechnungen ungefähr ein Drittel der Sonnenmasse hat. Bei diesem handelt es sich wahrscheinlich um einen kleinen Roten Zwerg.
Die geringe Entfernung der beiden Sterne lässt starke Gezeitenkräfte entstehen. Als der Hauptstern zum Riesen anwuchs, wirkten diese Kräfte zunehmend auf seine Umlaufbahn und seine Drehung ein. Sie haben die Sternbahn nahezu kreisförmig gemacht und die Rotationsdauer an die Umlaufzeit angenähert. Vollständig gleich sind die beiden Perioden allerdings nicht.
„Wir wollten herausfinden, was diesen Stern so außergewöhnlich aktiv macht“, erklärt Dr. Zsolt Kővári.
Die durch Sternflecken ermittelte Rotationsperiode beträgt rund 35,5 Tage und ist damit etwas länger als die Umlaufzeit. Zusammen mit Verschiebungen der modellierten Sternflecken deutet dieser Unterschied darauf hin, dass nicht alle Breiten des Riesensterns gleich schnell rotieren. Die Forscher schätzen die relative Differenz der Rotationsgeschwindigkeiten auf einige Prozent. Eine direkte Messung aller Rotationszonen ist das allerdings nicht.
Diese sogenannte differenzielle Rotation könnte den magnetischen Dynamo des Riesensterns besonders wirksam halten. Dabei erzeugen Strömungen elektrisch leitfähigen Plasmas Magnetfelder, die durch die ungleiche Drehung zusätzlich verdreht und gespannt werden. Große Sternflecken weisen auf ausgedehnte magnetisch aktive Gebiete hin, in denen sich viel Energie aufbauen kann. Lösen sich die Spannungen durch magnetische Rekonnexion, können heftige Flares entstehen.
„Die differenzielle Rotation spielt eine doppelte Rolle“, erklärt Kővári.