CME Aktivität der Sonne in verschiedenen Entwicklungsstadien

Zwischen Sonne und Erde herrscht eine fortwährende Interaktion durch den solaren Strahlungs- und Massestrom (Sonnenwind). Diesem sind sporadische Phänomene wie Strahlungs (flares)- und Masseausbrüche (CMEs) überlagert. All diese Ströme und Ausbrüchebedingen das Weltraumwetter. All diese Phänomene bestimmen auch die Evolution von Stern und Planet. Eine erhöhte CME Aktivität bedingt einen größeren stellaren Massen- und Drehmomentverlust. Dieser verlangsamt die Rotation des Sterns (spin-down) und schwächt somit seine magnetische Aktivität . Somit haben CMEs einen Einfluß auf die Entwicklung eines Sterns. Modellrechnungen haben gezeigt daß ein häufiges Auftreten von CMEs gemeinsam mit einer starken kurzwelligen stellaren Strahlungsumgebung dazu führen kann daß die Atmosphären von Planeten die ihren Stern bei sehr kurzer Distanz umkreisen ausgedünnt bzw. zerstört werden können. D.h. das CMEs einen Einfluß auf die Habitabilität von Planeten haben. Auf der Sonne sind flares und CMEs relativ gut untersucht, allein durch die Tatsache daß die Sonne unser nächster Stern ist. Bei Sternen ist es schwieriger diese Phänomene zu beobachten. Es ist bekannt daß junge Sterne eine höhere stellare Aktivität zeigen, d.h. stärkere Magnetfelder haben als z.B. die heutige Sonne. Junge Sterne zeigen energiereichere Flares als die, die auf der heutigen Sonne beobachtet werden. Wir möchten CMEs junger sonnenähnlicher Sterne statistisch charakterisieren um somit einen Einblick in die Frühphase der solaren Aktivität zu gewinnen. Die Charakterisierung der CMEs beinhaltet Bestimmung von Geschwindigkeit, Masse und Häufigkeit. Um dieses Vorhaben durchzuführen verwenden wir Beobachtungen von jungen sonnenähnlichen Sternen von der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile, den Teleskopen die über OPTICON angeboten werden und dem Observatorium Lustbühel in Graz. Weiters verwenden wir solare Beobachtungen vom Sonnenobservatorium Ondrejov in Tschechien. Mit dieser Studie ist es zum ersten mal möglich CMEs junger sonnen-ähnlicher Sterne, die die Sonne in verschiedenen Entwicklungsstadien repräsentieren, statistisch zu charakterisieren. Somit kann man zum ersten mal einen Einblick in die CME Aktivität der jungen Sonne gewinnen. Weiters kann somit auch zum ersten mal eine Angabe über den stellaren Massenverlust, der von CMEs in in der solaren Frühphase verursacht wird, machen.

Koronale Masseauswürfe (CMEs) tragen bedeutend zum Weltraumwetter in unserem Sonnensystem bei. Sie sind für wunderschöne Nordlichter, aber auch für Stromausfälle und Schäden an Satelliten verantwortlich. Sie können sogar, wenn sie häufig auftreten und energiereich sind, planetare Atmosphären erodieren. Weiters ist ihr Beitrag zum stellaren Massen- und Drehmoment-Verlust bis heute unbestimmt. Auf der Sonne sind CMEs gut untersucht, jedoch mitnichten auf Sternen. Eine der möglichen Detektionsmethoden von stellaren CMEs verwendet Signaturen in optischen Spektren, die weit leichter zu bekommen sind als Spektren in Wellenlängenbereichen, die nur vom Weltraum aus zugänglich sind. Insbesonders für Langzeitbeobachtungen ist diese Methode gut geeignet. Da wir die Entwicklung der CME-Aktivität der Sonne untersuchen wollen, beobachten wir sogenannte sonnenähnliche Sterne verschiedenen Alters, die die Sonne in verschiedenen Entwicklungsstadien widerspiegeln. Wir haben eine Hand voll heller, sonnenähnlicher Sterne über einen Zeitraum von 3 Jahren mit dem institutseigenen 0.5m Teleskop beobachtet, das sich am Rande von Graz, Österreich, befindet, und wir haben weiters existierende Beobachtungen vom Pic du Midi, Frankreich, Hawaii, USA, und der Europäische Südsternwarte (ESO), Chile analysiert. In all diesen Beobachtungen haben wir keine Signaturen von stellaren CMEs gefunden. Um diese Nicht-Detektionen entsprechend zu interpretieren, haben wir ein semi-empirisches Modell entwickelt, um die erwartete Anzahl von Signaturen stellarer CMEs der untersuchten Sterne abzuschätzen. Es hat sich gezeigt, daß einige Datensätze, insbesonders die der Archivdaten, zu kurz waren, um CMEs zu detektieren. Für die längeren Datensätze kann man sagen, daß entweder massereiche CMEs selten sind oder die optische Signatur von CMEs schwächer ist als erwartet. In der Literatur wurden die meisten CME-Signaturen auf Sternen, die kleiner und kühler als die Sonne sind, den sogenannten M-Sternen, detektiert. All diese Signaturen wurden in Emission detektiert und wurden deswegen als eruptive Protuberanzen interpretiert. Das sind CME-Kerne, die man gegen das dunkle Weltall sieht (im Gegensatz zu eruptiven Filamenten, die das gleiche Phänomen darstellen, aber gegen die Sonnen-/Sternscheibe gesehen werden und in Absorption auftreten). Durch Strahlungstransportmodellierung eines bekannten Events aus der Literatur konnten wir zeigen, daß diese Emissionssignaturen bei M-Sternen auch durch Filamente erzeugt werden können, wenn sie höhere Temperaturen als auf der Sonne haben. Das Forschungsgebiet stellarer CMEs ist ein stetig wachsendes, insbesonders während der letzten Jahre ist das Interesse an diesem Phänomen aufgrund seiner weitreichenden Konsequenzen gestiegen. Weitere und mehr Bemühungen sind notwendig, um stellare CMEs zu identifizieren und zu charakterisieren, mit dem Ziel, ihre Parameter statistisch zu bestimmen, so wie auf der Sonne.