Kleinskalige Magnetfelder in Sternatmosphären

Numerische Simulationen der Oberflächenschichten von vier Zwergsternmodellen mit effektiven Temperaturen von 4000 K , 5000 K , 5770 K (Sonne) und 6500 K, entsprechend den Spektraltypen M3 , K3 , G2, bzw. F5 wurden ausgeführt. Alle Modelle zeigen helle, filamentartige Strukturen im intergranularen Raum, welche durch kleine Magnetflusskonzentrationen verursacht werden (siehe Abbildung).

Vertikal austretende bolometrische Intensität aus je einer Momentaufnahme der vier stellaren Simulationen. Die Graustufen gehen von minimaler zu maximaler Intensität in jeder einzelnen Aufnahme. Die Länge der Stecke in der oberen rechten Ecke eines jeden Panels entspricht dem zehnfachen der Druckskalenhöhe. Beachten Sie die unterschiedlichen Größen der Boxen und die hellen filamentartigen Strukturen im intergranularen Raum, welche durch magnetische Feldkonzentrationen verursacht werden.

Die Auswertung ergab, dass die maximale magnetische Feldstärke bei mittlerer optischer Tiefe eins (Sternoberfläche) monoton von 1500 G bei T_eff = 6500 K auf 2200 G bei T_eff = 4000 K ansteigt. Die kleinskaligen magnetischen Elemente haben höchsten Intensitätskontrast bei T_eff = 5000 K und niedrigsten Kontrast bei T_eff = 4000 K. Die vertikal gerichtete bolometrische Intensität und entsprechender Strahlungsfluss der magnetischen Modelle sind immer größer als jene der entsprechenden feldfreien Modelle. Der maximale Strahlungsflussüberschuss von 1.2 % ergibt sich für das Sonnenmodell, was bedeutet, dass die Leuchtkraft von G-Zwergsternen in besonderem Maße vom kleinskaligen Oberflächenmagnetismus abhängt. 

Veröffentlichungen

  • O. Steiner, R. Salhab, B. Freytag, S.P. Rajaguru, W. Schaffenberger, and M. Steffen (2014) Publ. Astron. Soc. Japan 66, S5