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Sonnenähnlicher Stern
ein Stern, der in Größe, Leuchtkraft, Spektralklasse oder je nach Kontext in weiteren Parametern der Sonne ähnlich ist Aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
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Ein sonnenähnlicher Stern ist ein Stern, der in Größe, Leuchtkraft, Spektralklasse oder je nach Kontext in weiteren Parametern der Sonne ähnlich ist. Der unscharfe Begriff wird in der englischen Fachsprache etwas präziser gefasst durch die drei Attribute solar-type, solar analog und solar twin,[1] wobei diese in der vorstehenden Reihenfolge eine zunehmende Übereinstimmung der Parameter eines Sterns mit denjenigen der Sonne bezeichnen. Die Beobachtung solcher Sterne ist für das Verständnis der Sonneneigenschaften im Vergleich zu anderen Sternen (und umgekehrt) bedeutsam, speziell für Parameter, die bei der Sonne über Messmethoden zugänglich sind, welche bei anderen Sternen nicht anwendbar sind.
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Solar-type stars
Zusammenfassung
Kontext
Hier sind Hauptreihensterne mit einem B-V-Farbindex zwischen 0,48 und 0,80 aufgelistet (Sonne: 0,65). (Eine ähnliche Auflistung basierend auf Spektralklassen F8V bis K2V entspräche einem B-V-Farbindex zwischen 0,50 und 1,00.[1])
Solche Sterne zeigen üblicherweise eine hohe Korrelation bezüglich ihrer Rotationsdauer, der Aktivität ihrer Chromosphäre (z. B. H- und K-Emissionslinien des Calciums), und der koronaren Aktivität (z. B. im Röntgenbereich). Da solche Sterne während ihres Verbleibs auf der Hauptreihe einer Abbremsung ihrer Rotation unterliegen, lässt sich aus den genannten Parametern ihr Alter abschätzen. Mamajek und Hillenbrand (2008)[2] haben auf diese Weise das Alter für 108 solche Hauptreihensterne im Spektralklassenbereich F8V–K2V in einem Entfernungsbereich von 16 pc aufgrund ihrer Chromosphären-Aktivität (H- und K-Emissionslinien des Kalziums) abgeschätzt.
In der Tabelle sind Abweichungen von den für die nachfolgende Liste angegebenen Kriterien farbig gekennzeichnet.
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Solar analog stars
Zusammenfassung
Kontext
Die hier gelisteten Sterne sind photometrisch ähnlich der Sonne und entsprechen folgenden Kriterien:[1]
- Oberflächentemperatur wie die Sonne ± 500 K, d. h. etwa 5200–6300 K.
- Metallizität 50–200 % (± 0,3 dex) im Vergleich zur Sonne, d. h. für eine protoplanetare Scheibe kann eine vergleichbare Menge von Staub zur Bildung von Planeten wie bei der Sonne angenommen werden
- Es sind keine nahen stellaren Begleiter (Umlaufzeit 10 Tage oder weniger) vorhanden. Solche Begleiter würden erhöhte stellare Aktivität bedingen.
Die Tabelle listet solche Sterne im Entfernungsbereich 50 Lichtjahre, die nicht in der untenstehenden Tabelle sonnengleicher Sterne gelistet sind:
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Solar twins
Zusammenfassung
Kontext
Die hier gelisteten Sterne entsprechen ganz oder überwiegend folgenden enggefassten Kriterien (Abweichungen in der Tabelle farbig gekennzeichnet):
- Oberflächentemperatur wie die Sonne ± 50 K, d. h. etwa 5720–5830 K.
- Metallizität 89 bis 112 % (± 0,053 dex) im Vergleich zur Sonne, d. h. für eine protoplanetare Scheibe kann eine ähnliche Menge von Staub zur Bildung von Planeten wie bei der Sonne angenommen werden.
- Der Stern gehört nicht zu einem Mehrfachsternsystem.
- Das Sternalter entspricht dem der Sonne ± 1 Milliarde Jahre, d. h. etwa 3,5–5,6 × 109 Jahre.
Solar siblings
Unter einem solar sibling (Geschwister der Sonne) versteht man einen Stern, der dieselbe chemische Zusammensetzung wie die Sonne hat und somit möglicherweise im selben Sternhaufen entstanden ist. Der einzige Kandidat bisher ist HD 162826. Da dieser Stern etwas größer ist als die Sonne, weicht er zum Beispiel bei der Spektralklasse mit F8 V stärker von der Sonne ab als Solar twins.
Sonnenähnlichkeit nach Lebensfreundlichkeit möglicher Planeten
Zusammenfassung
Kontext
Die Sonnenähnlichkeit eines Sterns wird gelegentlich auch beschrieben über die Möglichkeit, von einem Planeten in der habitablen Zone umkreist zu werden, der erdähnlich und potentiell in ähnlicher Weise wie die Erde lebensfreundlich ist. Dazu können folgende Parameter berücksichtigt werden:[19]
- Der Stern ist ein mindestens 3 Milliarden Jahre alter Hauptreihenstern. Dies entspricht einer oberen Grenze für die Masse von ca. 1,5 Sonnenmassen, entsprechend einer frühesten Spektralklasse F5V. Solche Sterne können am Ende ihrer Hauptreihenexistenz eine absolute Helligkeit von bis zu 2,5M erreichen (8,55-fache Sonnenhelligkeit).[19]
- Der Stern ist kein veränderlicher Stern. Idealerweise wird eine Variabilität von weniger als 1 % vorausgesetzt, praktisch ist eine Grenze von 3 % entsprechend der Genauigkeit verfügbarer Daten. In Mehrfachsternsystemen mit einer hoch exzentrischen Umlaufbahn eines Begleitsterns ist auch die dadurch bedingte veränderliche Strahlungsintensität in der habitablen Zone zu beachten.[19]
- Die habitable Zone muss dynamisch stabil sein. Für erdähnliche Planeten in Mehrfachsternsystemen mit drei oder mehr Sternen ist die Wahrscheinlichkeit gering, dass ihre Umlaufbahnen langfristig stabil sind (während in Doppelsystemen Umlaufbahnen um einen der Partner (S-Typ) oder aber um ein engstehendes Sternpaar insgesamt (P-Typ) stabil sein können). Auch exzentrische Jupiter können die Umlaufbahnen von Planeten in der habitablen Zone verändern.[19]
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Siehe auch
Literatur
- G. W. Lockwood & B. A. Skiff: The Photometric Variability of Sun-like Stars: Observations and Results, 1984—1995. In: The Astrophysical Journal. 485. Jahrgang, Nr. 2, 1997, S. 789–811, doi:10.1086/304453, bibcode:1997ApJ...485..789L.
- G. Porto de Mello, R. da Silva, & L. da Silva, Da Silva, Da Silva: A Survey of Solar Twin Stars within 50 Parsecs of the Sun. In: Bioastronomy 99: A New Era in the Search for Life. 213. Jahrgang, 2000, S. 73, bibcode:2000ASPC..213...73P.
- M. C. Turnbull & J. C. Tarter: Target Selection for SETI. II. Tycho-2 Dwarfs, Old Open Clusters, and the Nearest 100 Stars. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. 149. Jahrgang, Nr. 2, 2003, S. 423–436, doi:10.1086/379320, bibcode:2003ApJS..149..423T.
- J. C. Hall & G. W. Lockwood: The Chromospheric Activity and Variability of Cycling and Flat Activity Solar-Analog Stars. In: The Astrophysical Journal. 614. Jahrgang, Nr. 2, 2004, S. 942–946, doi:10.1086/423926, bibcode:2004ApJ...614..942H.
- J. D. Jr do Nascimento, M. Castro, J. Meléndez, M. Bazot, S. Théado, G. F. Porto de Mello: Age and mass of solar twins constrained by lithium abundance. In: Astronomy and Astrophysics. 501. Jahrgang, Nr. 1, 2009, S. 687–694, doi:10.1051/0004-6361/200911935, arxiv:0904.3580, bibcode:2009A&A...501..687D.
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Einzelnachweise
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