Magnetfelder in Sternenflecken mit Molekülen erforscht

Magnetische Phänomene auf der Sonne und auf anderen Sternen werden durch Dynamoprozesse im Innern des Sterns angetrieben, die starke Magnetfelder in Form von Flecken auf der Photosphäre des Sterns erzeugen.
Die Photosphäre der Sonne wurde in vergangenen Jahren intensiv mit Atomlinien erforscht, aber um den dunkelsten und kältesten Teil von Sonnen- und Sternenflecken, die Umbra, zu untersuchen, ist die Verwendung von Moleküllinien von Vorteil, weil Atomlinien einen starken Beitrag von ausserhalb der Umbra erhalten, während einige Moleküllinien nur in den kühlen Flecken gebildet werden können, weil die effektive Temperatur der Photosphäre zu heiss ist für deren Bildung. Die Wahl des passenden Moleküls stellt also den Schlüssel zur eindeutigen Messung von Magnetfeldern in nicht aufgelösten Flecken dar, wo die Moleküle gebildet werden. Außerdem weisen Moleküle eine hohe Sensitivität für Temperatur, Druck und Magnetfelder auf und sind dadurch einzigartige Werkzeuge für das Studium von physikalischen Eigenschaften von kühlen Objekten (und insbesondere ihrer Magnetfelder durch Phänomene wie den Zeeman- oder Paschen-Back Effekte).
Die Untersuchung von Sternenflecken ist nicht nur für die Erforschung des zugrunde liegenden Magnetfelds und dessen Evolution wichtig, sondern auch für die exoplanetare Forschung, wo die Anwesenheit von Sternenflecken die Parameter der Planeten beeinflussen kann. Daher müssen Eigenschaften von Sternenflecken - wie Magnetfeld, Temperatur und Größe - bekannt sein und überwacht werden. In dieser Analyse untersuchen wir den Temperaturbereich, in dem die Moleküle TiO, FeH, MgH und CaH als Indikatoren für Magnetfelder auf sehr aktiven kühlen Sternen dienen können und präsentieren synthetische Stokes-Profile für den modellierten Spektraltyp. Es sind deutliche Unterschiede in der Nützlichkeit der untersuchten Moleküle für die verschiedenen betrachteten Spektraltypen und Kontraste zwischen Photosphären- und Fleckentemperatur zu sehen.

Ein Gesamtvergleich der erhaltenen Signale zeigt die Vorteile verschiedener Moleküle für verschiedene Spektraltypen: Maximales Stokes-V-Signal (obere Graphik) und Q-Signal (untere Graphik) von verschiedenen Moleküllinien für unterschiedliche Spektraltypen und für einen Modellstern mit v sin i = 10 km / s und 10% longitudinalem oder transversalem Magnetfeld von 3 kG. In der Figur werden die Fleckentemperaturen angegeben, während die Temperaturen der Photosphären implizit durch den Spektraltyp gegeben werden.

 

Referenz
A&A 576, A34, 2015, Molecules as magnetic probes of starspots, N. Afram & S.V. Berdyugina