High-resolution X-ray plasma diagnostics of stellar coronae

Dissertation zur Erlangung des Doktorgrades des Fachbereichs Physik der Universität Hamburg

vorgelegt von Jan-Uwe Ness aus Oldenburg

Hamburg, 2002

Zusammenfassung



Mit der Entdeckung der Sonnenflecken im 17. Jahrhundert wurde ein neues Arbeitsfeld der Astronomie eröffnet. Der physikalische Ursprung dieser dunklen Flecken auf der Sonnenoberfläche ist aufs Engste mit starken magnetischen Feldern verknüpft. Als weiteres spektakuläres Phänomen ist die Korona der Sonne zu nennen, die sich in den äußersten Schichten der Sonne befindet. Die extrem hohe Temperatur verbunden mit einer sehr geringen Dichte wirft eine Menge Fragen auf, und auch hier spielt die magnetische Aktivität eine fundamentale Rolle. In der vorliegenden Arbeit wird eine Einführung in eine lange Tradition von Beobachtungen der Korona der Sonne, insbesondere im Röntgenspektralbereich, gegeben. Angefangen mit erdgebundenen Beobachtungen der sichtbaren Korona, über Spektraluntersuchungen im Röntgenbereich, bis hin zu eindrucksvollen Bildern mit hoher räumlicher Auflösung, wird ein Überblick über die Geschichte der Untersuchung der Sonnenkorona gegeben. Es hat sich gezeigt, dass das koronale Plasma hoch strukturiert und in bogenartigen Strukturen komprimiert ist, die große Ähnlichkeit mit geschlossenen Magnetfeldlinien haben.
Weitaus schwieriger ist die Untersuchung stellarer Koronen, die sich als räumlich nicht auflösbare Röntgenquellen präsentieren. Von den Röntgenmissionen Einstein und ROSAT weiß man, dass die Entstehung von Koronen ein natürlicher Prozess sein muss, der immer am Übergang zwischen der Photosphäre später Sterne und dem Weltraum auftritt. Eine Klassifikation von Röntgenquellen, die Röntgeneigenschaften mit fundamentalen stellaren Parametern ähnlich einem Hertzsprung-Russell Diagramm verknüpft, wäre sehr wünschenswert, jedoch wurde bisher nur ein Zusammenhang zwischen der Rotationsperiode und der Röntgenleuchtkraft gefunden.
Neue Horizonte eröffnen sich mit den neuen Röntgenmissionen Chandra und XMM, mit denen hochaufgelöste Röntgenspektroskopie möglich ist. Die Emissionslinien, die man mit diesen Teleskopen messen kann, werden in der vorliegenden Arbeit zur Herleitung physikalischer Eigenschaften der Koronen von Capella, Algol und Procyon verwendet. Vier weitere Sterne werden analysiert, jedoch weniger detailliert. Eine spezielle Software ist im Rahmen dieses Projektes entstanden, und der Algorithmus ist speziell für die Analyse von Chandra LETGS Spektren ausgelegt, ist jedoch hinreichend allgemein, dass er für alle möglichen Arten von Spektren mit niedrigen Zählraten nützlich sein sollte wie z. B. XMM-RGS Daten.
Eine Voranalyse der Spektren ergibt eine Verteilung unterschiedlicher Plasmaschichten, z. B. verschiedener Temperaturen. Zumindest eine heiße und eine kühlere Komponente sind für die aktiven Sterne Algol und Capella gefunden worden, nicht jedoch z. B. für den inaktiven Stern Procyon, der nur kühles Material zu haben scheint. Effekte optischer Tiefen wurden untersucht und können als vernachlässigbar angesehen werden. Das Kontinuum des Spektrums von Algol wurde untersucht und stimmt sehr gut mit einem Bremsstrahlungsspektrum überein. Aus diesem Fit wurde die höchste Temperatur und ein Emissionsmaß hergeleitet.
Das Hauptaugenmerk der vorliegenden Arbeit liegt auf Dichtemessungen mit Hilfe der He-artigen Tripletts. Koronale Plasmen der Sterne Capella, Procyon, Algol, Epsilon Eridani, Alpha Centauri A und B und UX Ari wurden mit dieser Methode untersucht. Für diese sieben Sterne habe ich im Wesentlichen Dichten gefunden, die am unteren Rand des Sensitivitätsbereiches der He-artigen Tripletts liegen. Für Algol ergeben sich höhere Dichten, dieses Ergebnis kann jedoch auch von der Stärke des Einflusses des UV Strahlungsfeldes, das vom benachbarten B Stern ausgesandt wird, abhängen. Es wurde kein überzeugender Trend gefunden, der den Schluss zuließe, dass aktive Sterne höhere Dichten aufweisen, es ist jedoch bemerkenswert, dass die aktiven Sterne, bei denen ich niedrige Dichten gemessen habe, alle so genannte RS CVn Systeme sind, Doppelsterne, in denen beide Komponenten eine heiße Korona besitzen können. Wechselwirkungen zwischen diesen beiden Koronen sind durchaus denkbar. Sehr viel überzeugender stellt sich der Trend dar, dass aktive Sterne eine heiße Komponente besitzen, während die inaktiven Sterne nur eine ,,kühle'' Komponente mit Plasmatemperaturen um 2MK haben.
Die niedrigen Dichten können verwendet werden, um einschränkende Aussagen über strukturelle Aspekte wie z. B. die Loopskalenlänge oder Füllfaktoren treffen zu können. Diese Informationen versetzen uns in die Lage, stellare Koronen mit der Sonne sowie miteinander zu vergleichen. Die Dichten, die man für die Sonnenkorona gemessen hat, sind vergleichbar mit den Dichten, die ich in der vorliegenden Arbeit für inaktive Sterne gemessen habe. Die Loopskalenlängen können demnach ähnlich denen der Sonne sein, so dass diese Koronen mit der der Sonne vergleichbar sein können. Ein ganz anderes Bild muss für die aktiven Sterne gemacht werden, die ein viel größeres Emissionsmaß ,,unterbringen'' müssen. Dies kann in Strukturen, die mit denen in der Sonne vergleichbar sind, aber mit höheren Dichten geschehen oder in viel größeren Strukturen mit dann vergleichbaren Dichten, bzw. höheren Füllfaktoren. Die Koronen, die sich auf nur einen Stern beschränken, wie z. B. im Algolsystem, scheinen eher die erste Option zu wählen, während bei den RS CVn Systemen eine Art Doppelkorona entstehen kann, die sehr große Volumina mit geringen Dichten ausfüllt. Diese beiden möglichen Konfigurationen sollten jedenfalls mit besonderer Aufmerksamkeit behandelt werden.


Jan-Uwe Ness
2002-03-14