Quelltext der Seite FK-Comae-Berenices-Stern

'''FK-Comae-Berenices-Sterne''', kurz '''FK-Comae-Sterne''', sind eine kleine Gruppe schnell [[Rotationsveränderlicher Stern|rotierender veränderlicher Sterne]]. Es handelt sich um [[Riesenstern|Riesen]] mit den [[Spektraltyp]]en&nbsp;G bis&nbsp;K und einer Amplitude von weniger als 0,5&nbsp;[[Scheinbare Helligkeit|mag]]. Die stellare Aktivität aufgrund der schnellen Rotation führt zu starken Emissionen im Bereich der [[Röntgenstrahlung]]. Bekannte Vertreter dieser Klasse von [[Veränderlicher Stern|veränderlichen Sternen]] sind FK&nbsp;Com, V1794&nbsp;Cyg, UZ&nbsp;Lib und [[AB Doradus|AB&nbsp;Dor]].<ref>{{Literatur|Autor=John R. Percy|Titel=Understanding Variable Stars|Ort=Cambridge|Verlag=Cambridge University Press|Jahr=2007|ISBN=978-0-521-23253-1}}</ref>

== Veränderlichkeit ==
Die FK-Comae-Sterne zeigen eine Veränderlichkeit geringer Amplitude von weniger als 0,5&nbsp;mag, die in den meisten Fällen 0,1&nbsp;mag nicht überschreitet. Weder die Zyklenlänge von einigen Tagen noch die Amplitude oder die Form der [[Lichtkurve]] ist konstant. Neben einer [[Photometrie|photometrischen]] Veränderlichkeit sind auch die chromsphärischen [[Spektrallinie]]n des Ca II und die [[Balmerlinie]]n Schwankungen mit den gleichen Zyklenlängen unterworfen. Ursprünglich wurden die FK-Comae-Sterne als Einzelsterne in Abgrenzung zu den [[RS-Canum-Venaticorum-Stern|RS-CVn]]-Sternen definiert. Diese vermutete Eigenschaft konnte aber nicht aufrechterhalten werden nach der Entdeckung von periodisch veränderlichen [[Radialgeschwindigkeit]]en bei UZ&nbsp;Lib und bei FK&nbsp;Com, die als Umlaufbewegung in einem [[Doppelstern]]system interpretiert werden. Als Ursache der Veränderlichkeit sind zwei Hypothesen entwickelt worden<ref>{{Literatur|Autor=[[Cuno Hoffmeister]], G. Richter, W. Wenzel|Titel=Veränderliche Sterne|Verlag=J. A. Barth Verlag|Ort=Leipzig|Jahr=1990|ISBN=3-335-00224-5}}</ref>:
* Ein rotierender heller Fleck erzeugt die zyklische Veränderlichkeit. Er entsteht an dem Ort, an dem Materie von dem Begleiter auf den Riesenstern trifft.
* Die Veränderlichkeit ist eine Folge von ungleichmäßig verteilten [[Sternfleck]]en auf der Oberfläche des rotierenden Riesen
Heute wird die zweite Hypothese allgemein als zutreffend angesehen.

== Sternfleckenrekonstruktion ==
Durch [[Photometrie]] kann anhand der Lichtkurve die Größe und Verteilung der Sternflecken rekonstruiert werden. Diese Lösung ist aber von einer Reihe von Annahmen abhängig wie z.&nbsp;B. eine kreisrunde Form, da auch bei Mehrfarbenfotometrie die Lösung unterbestimmt ist. Hochauflösende [[Kataklysmische Veränderliche#Dopplertomografie|Doppler-Tomographie]] kann dagegen auch die Temperatur und Form der Sternflecken eindeutig bestimmen. Aufgrund der Rotationsgeschwindigkeit von mehr als 100&nbsp;km/s ist es wegen der Rotationsverbreiterung in den [[Lichtspektrum|Spektren]] möglich, einzelne Bereiche der Oberfläche des Sterns Abschnitten einer [[Absorptionslinie]] zuzuordnen. Durch die Rotation wandern diese Bereiche durch die Absorptionslinie und ermöglichen durch die Analyse mehrerer Linien eine indirekte Auflösung der Sternoberfläche von einigen Grad<ref>{{Literatur|Autor=H. Korhonen, S. Hubrig, S. V. Berdyugina, Th. Granzer, T. Hackman, M. Scholler, K. G. Strassmeier and M. Weber|Titel=First measurement of the magnetic field on FK Com and its relation to the contemporaneous starspot locations|Jahr=2008|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=0812.0603v1}}</ref>.

== Eigenschaften der Sternflecken ==
Die [[magnetische Flussdichte]] in den Sternflecken auf FK-Comae-Sternen kann Maximalwerte von einigen hundert [[Gauß (Einheit)|Gauß]] erreichen. Parallel zur Helligkeit und der Magnetfeldstärke schwankt die Stärke der [[Emissionslinie]]n des Wasserstoffs. Die Temperatur in den Sternflecken liegt ungefähr 1000 Kelvin niedriger als auf der ungestörten Oberfläche, wobei es sich um eine mittlere Temperatur handelt, da eine Unterscheidung zwischen [[Penumbra (Sonnenflecken)|Umbra und Penumbra]] nicht möglich ist<ref>{{Literatur|Autor=O. Cohen, J. J. Drake, V. L. Kashyap, H. Korhonen, D. Elstner, T. I. Gombosi|Titel=Magnetic Structure of Rapidly Rotating FK Comae-Type Coronae|Jahr=2010|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1006.3738v1}}</ref>. Auf den FK-Comae-Sternen konnte [[differentielle Rotation]] nachgewiesen werden, da die Geschwindigkeit der Wanderung der Sternflecken abhängig von der stellaren Breite ist und die Rotationsgeschwindigkeit wie bei der Sonne zum Pol hin abnimmt. Daneben konnte auch auf FK-Comae-Sternen der [[Flip-Flop-Effekt]] beobachtet werden. Dieser auch für die Sonne und [[BY-Draconis-Stern]]e beschriebene Effekt beruht auf der Beobachtung, dass häufig nach dem Verschwinden eines großen Sternflecks kurze Zeit später ein neuer Sternfleck um 180° versetzt, das heißt auf der Rückseite, auf der Sternoberfläche erscheint. Daneben tritt manchmal auch eine Versetzung in der Phase der dominierenden Sternflecken auf. Der Unterschied zwischen dem Flip-Flop-Effekt und dem Phase-Jump ist, dass die Versetzung nicht um 180° geschieht<ref>{{Literatur|Autor=Thomas Hackman et al.|Titel=Flip-flops of FK Comae Berenices|Jahr=2012|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1211.0914}}</ref>. Eine Erklärung dieser Phänomene im Rahmen der Theorie stellarer Magnetfelder durch den [[Magnetohydrodynamischer Dynamo|magnetohydrodynamischen Dynamo]] steht noch aus.

== Entwicklung ==
Das Stadium eines Sterns, in dem er als FK-Comae-Stern beobachtet wird, ist recht kurz. Aufgrund der stellaren Aktivität entsteht ein [[Sternwind]] in der heißen [[Korona (Sonne)|Korona]], die auch für intensive Röntgenemission verantwortlich ist. Der Sternwind folgt den ins All sich erstreckenden offenen Magnetfeldlinien und muss daher vom Stern mitgeschleppt werden. Dies führt zu einem Verlust von Drehmoment und die Rotationsgeschwindigkeit des Sterns nimmt ab<ref>{{Literatur|Autor=Gaitee A.J. Hussain|Titel=Magnetic braking in convective stars|Jahr=2012|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1202.5075v1}}</ref>. FK-Comae-Sterne sind auch dynamisch keine jungen Sterne, die erst vor wenigen Millionen Jahren entstanden sind. Daher wurde die hohe Rotationsgeschwindigkeit entweder durch den Transfer von Materie von einem Begleiter auf den Riesen erreicht, wobei neben Materie auch Drehmoment ausgetauscht wurde<ref>{{Literatur|Autor= D. H. Bradstreet, E. F. Guinan|Titel=Stellar Mergers and Acquisitions: The Formation and Evolution of W Ursae Majoris Binaries|Jahr=1994|Sammelwerk=Astronomical Society of the Pacific|Band=56|Seiten=228–243}}</ref>. Oder es handelt sich um eine Verschmelzung eines Doppelsternsystems, die zu einem schnell rotierenden Einzelstern führte<ref>{{Literatur|Autor=R. Tylenda, M. Hajduk, T. Kamiński, A. Udalski, I. Soszyński, M. K Szymański, M. Kubiak, G. Pietrzyński, R. Poleski, Ł Wyrzykowski, K. Ulaczyk|Titel=V1309 Scorpii: merger of a contact binary|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|Jahr=2010|Monat=November|Tag=1|arxiv=1012.0163}}</ref>. Wenn die Rotationsgeschwindigkeit bei den FK-Comae-Sternen abgenommen hat werden sie als [[Blaue Nachzügler|Blauer Nachzügler]] wahrgenommen, da sie zu massereich für ihr Alter sind. Als potentielle Vorläufer der FK-Comae-Berenices-Sterne gelten die [[W-Ursae-Majoris-Stern]]e und die [[Leuchtkräftige Rote Nova|Leuchtkräftigen Roten Novae]].

Allerdings spricht die Entdeckung einer Lithium-Linie im Spektrum einiger der FK-Comae-Sterne gegen eine Entstehung aus einem verschmelzenden Doppelsternsystem. Das Element Lithium wird bereits bei Temperaturen unterhalb der Zündtemperatur für das [[Wasserstoffbrennen]] im Sterninneren zerstört und ein Merger sollte mit einer starken Vermischung des Sterninneren einhergehen. Ein alternatives Szenario geht davon aus, dass die Zone mit konvektivem Energietransport den mit hoher Geschwindigkeit rotierenden Kern von FK-Comae-Sternen erreicht und daher frisch synthetisiertes Lithium an die Oberfläche gespült wird<ref>{{Literatur|Autor= Fekel, F.C., Balachandran, S.|Titel=Lithium and rapid rotation in chromospherically active single giants|Jahr=1993|Sammelwerk=The Astrophysical Journal|Band=403|Seiten=708–721}}</ref>.

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Sternklasse der Veränderlichen Sterne]]
[[Kategorie:Sternklasse der Riesensterne]]