Signaturen von stellaren Masseausbrüchen

Heute kennen wir mehr als 400 extrasolare Planeten, von denen die Hälfte Sterne des Spektraltyps dG in verschiedensten Distanzen umkreisen. Planeten, die einen kleinen Orbit besitzen, erfahren effektiven thermischen und nicht-thermischen Massenverlust. Modellrechnungen haben gezeigt, daß Exoplaneten durch Verdampfung und Ausdünnung ihre Atmosphäre verlieren können, wenn der Planet nahe genug am Stern ist und der Stern über eine starke kurzwellige Strahlungsumgebung (häufige Strahlungsausbrüche) und über häufige Masseausbrüche verfügt. Stellare Strahlungsausbrüche sind seit den 40er Jahren bekannt und wurden bei einer Vielzahl an Sternen detektiert. Im Gegensatz hierzu sind Berichte über stellare Masseausbrüche rar, hauptsächlich aufgrund der schwierigen Detektion. Stellare Strahlungsausbrüche sind direkt in Lichtkurven sichtbar, wohingegen stellare Masseausbrüche nur indirekt nachweisbar sind. Auf der Sonne sind Masseausbrüche im Weißlicht direkt beobachtbar und die Entwicklung derartiger Ausbrüche kann anhand von Zeitserien von Bildern verfolgt werden. Masseausbrüche sind Wolken aus Plasma, welche sich vom Stern durch den interplanetaren Raum mit Geschwindigkeiten von einigen Dutzend bis ungefähr 2500km/s (im solaren Fall) wegbewegen, und sie zeigen auch Signaturen in optischen Spektren. Ein stellarer Masseauswurf, der eine hohe (5800km/s) Geschwindigkeit aufwies, wurde auf dem jungen und aktiven dM Stern AD Leonis als starke Erhöhung im blauen Linienflügel der Balmerlinie H gamma detektiert. Ähnliche, aber schwächere Signaturen wurden auch bei einigen anderen Sternen beobachtet. Für die Suche nach Signaturen stellarer Masseauswürfe werden Beobachtungen benötigt, die eine ausreichende spektrale Auflösung, sowie eine hohe zeitliche Auflösung bieten, um der Entwicklung solch spektraler Signaturen zu folgen. Teleskope der Europäischen Südsternwarte (ESO), speziell das VLT (Very Large Telescope) ausgestattet mit dem UVES (Ultra Violet Echelle Spectrograph) Spektrographen, bieten die vorher erwähnten Anforderungen. Deswegen werden wir Beobachtungen bei ESO beantragen. Diese Beobachtungen werden koordiniert mit optischer Photometrie am Kitt Peak und/oder Fairborn Observatorium Arizona/USA ausgeführt. Ein weiterer Ansatz zur Suche nach Signaturen stellarer Masseauswürfe liegt im langwelligen Radiobereich. Solare dekametrische Typ II Ausbrüche (langsam driftende Radioausbrüche), die Signaturen von Schockwellen sind, welche sich durch die stellare Atmosphäre und den interplanetaren Raum ausbreiten, sind mit Masseausbrüchen korreliert. Darüber hinaus besteht auch eine Korrelation von metrischen Typ II Ausbrüchen und Masseausbrüchen. Im Jahr 2007 fanden am weltgrößten Dekameter-Array, dem UTR-2 (Ukrainian T-shaped Radiotelescope-2nd modification) Beobachtungen von AD Leonis statt, mit dem Ziel der Detektion von Typ II Ausbrüchen. Es wurden keine derartigen Ausbrüche detektiert, aber Typ III Ausbrüche (schnell driftende Radioausbrüche), die auf der Sonne mit Strahlungsausbrüchen korreliert sind. Die Nicht-Detektion ist wahrscheinlich auf die Tatsache zurückzuführen, daß solare Type II Ausbrüche bei dM Sternen in einem anderen Wellenlängenbereich (Meter, Dezi-, Centimeter) anzutreffen sind, aufgrund der unterschiedlichen stellaren Atmosphärenstrukturen. Deswegen haben wir am weltgrößten Meter-Array, dem GMRT (Giant Meterwave Radio Telescope) in Pune/Indien, Beobachtungen von AD Leonis (dM) und Kappa Ceti (dG) beantragt. Die Beobachtungen von Kappa Ceti werden koordiniert mit dem UTR-2 und optischer Photometrie vom Lustbühel Observatorium in Graz/Österreich durchgeführt. Weiters werden wir auch Beobachtungen am EVLA (Expanded Very Large Array) beantragen, welches ein höchst sensitives Radio-Array (1-50GHz) ist, um Information aus dem Dezi- und Centimeter Bereich zu bekommen. Die optische Spektroskopie von Balmerlinien bietet nicht nur die Möglichkeit nach Signaturen stellarer Masseausbrüche zu suchen, sondern auch nach Signaturen von stellaren Protuberanzen (bogenförmige stabile Strukturen aus Plasma mit Höhen von mehreren hundert Mm) zu suchen. Ungefähr zehn Sterne sind bekannt, die in der Balmerlinie H alpha schwache Absorptionsmerkmale zeigen, die über das Linienprofil wandern. Auch Oszillationen dieser Strukturen sind bekannt und detektierbar in optischen Spektren. Wird diese Signatur bei Sternen detektiert, ist es möglich Parameter wie Größe und Alfven Geschwindigkeit und in weiterer Folge magnetische Feldstärke dieser Gebilde abzuleiten. Die Ergebnisse dieser Studie werden als Eingabeparameter für Modellrechnungen verwendet, die den Einfluß von Masseausbrüchen auf exoplanetare Atmosphären untersuchen. Weiters werden die Ergebnisse einen weiteren Teil zum Verständnis der stellaren Aktivität von späten Hauptreihensternen beitragen.

Koronale Masseauswürfe (CMEs) zählen zu den energiereichsten solaren Aktivitätsphänomenen. Sie bestehen aus geladenen Teilchen, die in Magnetfelder eingebettet sind. CMEs weisen zum Teil Geschwindigkeiten bis zu mehreren tausend km/s auf. Ihr Auftreten ist eng mit Strahlungsausbrüchen (Flares) und Protuberanzen verbunden.Da junge Sterne häufigere und energiereichere Flares als die Sonne zeigen, könnten junge Sterne auch eine höhere Anzahl von CMEs haben, möglicherweise auch mit höheren Massen und Geschwindigkeiten. CMEs können mit Planetenatmosphären wechselwirken. Dies ist auch auf der Erde in Form von geomagnetischen Stürmen nachzuweisen, was zu Schäden an technischer Infrastruktur führen kann. Umkreist ein Planet einen jungen Stern, so könnten häufige CME-Wechselwirkungen die planetare Atmosphäre erodieren. Ist der Planet noch dazu in einer näheren Umlaufbahn als die Erde und/oder besitzt er zudem nur ein schwaches Magnetfeld, so könnte der Planet seine gesamte Atmosphäre verlieren. In diesem Fall wäre auf diesem Planeten keine Entwicklung von Leben mehr möglich. Weiteres könnten CMEs bei jungen Sternen einen wichtigen Beitrag zum Massenverlust liefern und daher eine wichtige Rolle in der frühen Entwicklung von Sternen spielen.Die Beobachtung von CMEs bei anderen Sternen hat sich bis dato als schwierig herausgestellt. Vereinzelte Detektionen konnten zwar eindeutig als Masseauswürfe identifiziert werden, jedoch gibt es bislang keine Statistiken relevanter CME-Parameter, wie es sie von der Sonne gibt. Aufgrund ihrer Nähe, kontinuierlich durchgeführter Beobachtungen, sowie begünstigter Detektionsmethoden ist die Sonne bislang der einzige Stern mit gut untersuchter CME-Aktivität. Dieses Projekt verknüpfte verschiedene Beobachtungsstrategien zum Nachweis von CMEs auf anderen Sternen, wie Radiobeobachtungen und optische Spektroskopie. Mehrere Flares und Protuberanzen wurden detektiert und untersucht. Insbesondere konnten Protuberanz-Oszillationen beobachtet werden, mit deren Hilfe man die Magnetfeldstärke bestimmen kann. Jedoch konnten mit diesen Methoden selbst bei sehr jungen sonnenähnlichen Sternen keine CMEs nachgewiesen werden und es stellte sich heraus, dass man Daten mit sehr hoher Qualität benötigt, um mögliche stellare Masseauswürfe zu detektieren. Es wurde ein empirisches Modell entwickelt, um das Auftreten von CMEs bei aktiven Sternen vorherzusagen und mit den Beobachtungen zu vergleichen. Daraus konnten wir weiters schließen, dass sehr masse- und energiereiche CMEs bei jungen Sternen selten sind, jedoch kann über deren Häufigkeit derzeit noch keine eindeutige Aussage getroffen werden. Hierzu sind weitere Beobachtungen mit hoher Qualität, genügender Dauer, sowie neue Beobachtungsstrategien notwendig. Falls junge Sterne tatsächlich weniger CMEs haben als bislang vermutet, könnte dies die Entstehung und Entwicklung von habitablen Welten begünstigen.