Hochauflsende Oberflchenbilder von Sternen Uwe Wolter AstronomieWerkstatt Hamburger

Hochauflösende Oberflächenbilder von Sternen Uwe Wolter Astronomie-Werkstatt & Hamburger Sternwarte Oktober 2005

Übersicht ● Was können wir erwarten ? ● Grenzen der Beobachtung ● Direkte „Auflösungs-Tricks“ ● Indirekte Tricks: Tomografie ● Was lernen wir daraus ?

Wie Sterne (nicht) aussehen

Wie Sterne nicht wirklich aussehen

Sterne sind „Gaskugeln“ (so ungefähr. . . ) 10 Milliarden Jahre im Zeitraffer

Doch wenn man genau hinsieht. . . „Sonnenartige Sterne“

Auflösungsgrenzen So scharf wie möglich !

Nachbarsterne der Sonne http: //www. solstation. com/

„Nachbar“-Sterne der Sonne Problem: 1 ly = 63 000 AE ! http: //www. solstation. com/

Oft ist „Klein = groß & weit weg“ Winkel-Ø 1900“ 1“ 0. 0072“ Sonne im Abstand 1€ im Abstand 1 AE = 1. 5∙ 1011 m 2. 5 m 2. 9∙ 1014 m 4. 7 km 4. 2 ly = 4. 0∙ 1016 m 660 km Bogensekunde: 1“ = 1/3600 °

1. Problem: Beugung! Movie Wasser- und Lichtwellen hinter einer „kleinen“ Öffnung

1. Problem: Beugung! Φmin [rad] = 1. 22 λ / D Φmin = 0. 14 “ / D [m] (λ= 550 nm) Beugungsbegrenzte Auflösung

2. Problem: Atmosphärische Turbulenz ! ζ Boo (Abstand 0. 8“) am NOT (D = 2, 5 m) Kurzzeitbelichtung (ca. 0. 01 s) Movie

Direkte Auflösung-Tricks „Noch schärfer, bitte. . . “

Große Öffnungen, aktive & adaptive Optik

Weltraum-Beobachtungen Beteigeuze aufgenommen vom HST (M 2 I, R≈1000 RS, d=650 ly, Ø≈0, 06“) (Gilliand & Dupree 1996)

Indirekte Auflösungs-Tricks: Tomografie „Sternen-Fernsehen“

(I) Zukunftsmusik: „wackelnde“ Sterne GAIA (ESO 2011 ? ): „All 1 billion stars brighter than V=20 mag“ (≈ 0. 00001“ „end-of-life accuracy“ )

(II) Lichtkurven - Inversion Rekonstruktion des Doppelsternsystems SV Cam (G 2 V/K 4 V Djurasevic 1993)

Das Spektrum der Sonne Ein hochaufgelöstes Spektrum der Sonne (G 2 V, NOAO, APOD 27. 2. 2005)

Ein Sternenspektrum unter der Lupe Doppler-verbreiterte Spektrallinien eines schnell rotierenden Sterns

Veränderliche Linienprofile z. B. „Speedy Mic“

(III) Spektren-Inversion: Doppler imaging Prinzip: Projektion von Flecken in Spektrallinien-Profile

Spektren-Inversion: Doppler imaging ®

Doppler Imaging: „State of the art“ Rekonstruktion des Doppelsternsystems s. Cr. B (F 9 V/G 0 V Rice & Strassmeier 2003)

Was lernen wir daraus ? „Magnetische Aktivität“

Aktivitätszyklen FILM

Sternflecken-Anatomie

Zusammenfassung ● ● „Sonnenartige“ Sterne haben vielfältige Oberflächenstrukturen Sterne sind am Himmel nahezu Punkte (Ausnahme: Sonne) Teleskopauflösungen werden atmosphärisch „behindert“ und sind durch Beugung fundamental begrenzt Beugungsbegrenzte Auflösung ist erreichbar, doch erst „ 100 mclass“- Teleskope werden einige sonnenartige Sternoberflächen auflösen ● Die Rotation von Sternen ermöglicht durch Modulation „Stern. Fernsehen“ und damit eingeschränkt Oberflächenrekonstruktionen ● Was lernen wir aus stellaren Oberflächenbildern? - „Jugend“ der Sonne - Funktion stellarer Dynamos - Aufbau von Sternflecken - Dynamik äußerer Sternschichten

Appendix

Magnetische „Flussröhren“ und der Sonnendynamo. . . Simuliertes. Auftauchen einer magnetischen Flussröhre in einem Riesenstern (Holzwarth & Schüssler 2001) Zeeman-Verbreiterung einer Spektrallinie in einem Sonnenfleck