Sonnenähnlicher Stern

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.

Solar-type stars

Die Sonne (links) verglichen mit dem geringfügig kleineren und weniger aktiven Tau Ceti (rechts)

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.

Auswahl von solar-type stars im Entfernungsbereich 50 Lichtjahre (15,4 pc)
SternKoordinaten[3]Entfernung[3]
in LJ		Klasse[3]Temperatur
in K		Metallizität
in dex		Anm.
RektaszensionDeklination
Tau Ceti01h 44m 04,1s1844385−15° 56′ 15″11,9G8V5344−0,52[4]
40 Eridani A04h 15m 16,3s1926090−7° 39′ 10″16,5K1V5126−0,31[4]
82 Eridani03h 19m 55,7s1569588.8−43° 04′ 11.2″19,8G8V5338−0,54[5]
Delta Pavonis20h 08m 43,6s1338945−66° 10′ 55″19,9G8IV5604+0,33[6]
HR 772220h 15m 17,4s1729841−27° 01′ 59″28,8K0V5166−0,04[6]
Gliese 86 A21025.902h 10m 25.9s1495075−50° 49′ 25″35,2K1V5163−0,24[4]
54 Piscium00h 39m 21,8s2211502+21° 15′ 02″36,1K0V5129+0,19[5]
V538 Aurigae05h 41m 20,3s2532851.8+53° 28′ 51.8″39,9K1V3500–5000−0,20[5]
HD 1441202h 18m 58,5s1744355−25° 56′ 45″41,3G5V5432−0,46[5]
HR 458712h 00m 44,3s1897354.3−10° 26′ 45.7″42,1G8IV55380,18[5]
HD 17205118h 38m 53,4s1789693−21° 03′ 07″42,7G5V5610−0,32[5]
72 Herculis17h 20m 39,6s2322804+32° 28′ 04″46,9G0V5662−0,37[5]
HD 19676120h 40m 11,8s1765374−23° 46′ 26″46,9G8V5415−0,31[6]
Ny² Lupi15h 21m 48,1s1518097−48° 19′ 03″47,5G4V5664−0,34[6]

Solar analog stars

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:

Auswahl von solar analog stars im Entfernungsbereich 50 Lichtjahre
SternKoordinaten[3]Entfernung[3]
in LJ		Klasse[3]Temperatur
in K		Metallizität
in dex		Anm.
RektaszensionDeklination
Alpha Centauri A14h 39m 36,5s1394998−60° 50′ 02″4,37G2V5847+0,24[7]
Alpha Centauri B14h 39m 35,0s1394986−60° 50′ 14″4,37K1V5316+0,25[7]
70 Ophiuchi A18h 05m 27,3s2023000+2° 30′ 00″16,6K0V5314−0,02[8]
Sigma Draconis19h 32m 21,6s2693940+69° 39′ 40″18,8K0V5297−0,20[9]
Eta Cassiopeiae A00h 49m 06,3s2574855+57° 48′ 55″19,4G0V5941−0,17[10]
107 Piscium01h 42m 29,8s2201607+20° 16′ 07″24,4K1V5242−0,04[5][11]
Beta Canum Venaticorum12h 33m 44,5s2412127+41° 21′ 27″27,4G0V5930−0,30[5]
61 Virginis13h 18m 24,3s1818160−18° 18′ 40″27,8G5V5558−0,02[6]
Zeta Tucanae00h 20m 04,3s1354771−64° 52′ 29″28,0F9,5V5956−0,14[4]
Chi¹ Orionis A05h 54m 23,0s2201634+20° 16′ 34″28,3G0V5902−0,16[5]
Beta Comae Berenices13h 11m 52,4s2275241+27° 52′ 41″29,8G0V5970−0,06[5]
HR 4523 A11h 46m 31,1s1596999−40° 30′ 01″30,1G5V5629−0,29[6]
61 Ursae Majoris11h 41m 03,0s2341206+34° 12′ 06″31,1G8V5483−0,12[5]
HR 4458 A11h 34m 29,5s1675047−32° 49′ 53″31,1K0V5629−0,29[6]
HR 51101h 47m 44,8s2635109+63° 51′ 09″32,8K0V5333+0,05[5]
Alpha Mensae06h 10m 14,5s1255489−74° 45′ 11″33,1G5V5594+0,10[4]
Zeta1 Reticuli03h 17m 46,2s1376569−62° 34′ 31″39,5G3–5V5733−0,22[4]
Zeta2 Reticuli03h 18m 12,8s1376977−62° 30′ 23″39,5G2V5843−0,23[4]
55 Cancri08h 52m 35,81s2281951+28° 19′ 51″40,3G8V5235+0,25[10]
HD 6983008h 18m 23,9s1876244−12° 37′ 56″40,6K0V5410−0,03[4]
HD 1030701h 41m 47,1s2423648+42° 36′ 48″41,2G1.5V5848−0,05[5]
HD 14751316h 24m 01,3s1608865−39° 11′ 35″42,0G1V5858+0,03[6]
58 Eridani04h 47m 36,3s1834396−16° 56′ 04″43,3G3V5868+0,02[4]
Ypsilon Andromedae A01h 36m 47,8s2412420+41° 24′ 20″44,0F8V6212+0,13[4]
HD 211415 A22h 18m 15,6s1466263−53° 37′ 37″44,4G1–3V5890−0,17[4]
47 Ursae Majoris10h 59m 28,0s2402549+40° 25′ 49″45,9G1V5954+0,06[4]
Alpha Fornacis A03h 12m 04,3s1714079−28° 59′ 21″46,0F8IV6275−0,19[4]
Psi Serpentis A15h 44m 01,8s2023055+2° 30′ 55″47,9G5V5636−0,03[5]
HD 8411709h 42m 14,4s1764544−23° 54′ 56″48,5F8V6167−0,03[4]
HD 439100h 45m 45,6s1526693−47° 33′ 07″48,6G3V5878−0,03[4]
20 Leonis Minoris10h 01m 00,7s2315525+31° 55′ 25″49,1G3 V5741+0,20[5]
Ny Phoenicis01h 15m 11,1s1546846−45° 31′ 54″49,3F8V6140+0,18[4]
51 Pegasi22h 57m 28,0s2204608+20° 46′ 08″50,9G2,5IVa5804+0,20[4]

Solar twins

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.
Auswahl von bekannten solar twins
SternKoordinaten[3]Entfernung[3]
in LJ		Klasse[3]Temperatur
in K		Metallizität
in dex		Alter
in 109 J.		Anm.
RektaszensionDeklination
Sonne——0,00G2V5778+0,004,6[12]
18 Scorpii16h 15m 37,3s1917794−8° 22′ 06″45.1G2Va5835+0,044,2[13]
HD 4459406h 20m 06,1s1515571−48° 44′ 29″84G3V5840+0,154,1[14]
HD 19503420h 28m 11,8s2220744+22° 07′ 44″92G55760−0,045,1[15]
HD 13857315h 32m 43,7s2105806+10° 58′ 06″101G5IV–V5710−0,037,8[16]
HD 14209315h 52m 00,6s2151409+15° 14′ 09″103G2V5841−0,155,0[16]
HD 9861811h 21m 29,1s2582904+58° 29′ 04″126G5V5851+0,034,7[13]
HD 14343616h 00m 18,8s2000813+0° 08′ 13″141G05768+0,003,8[16]
HD 12935714h 41m 22,4s2290332+29° 03′ 32″154G2V5749−0,028,2[16]
HD 13360015h 05m 13,2s2061724+6° 17′ 24″171G05808+0,026,3[13]
HD 10136411h 40m 28,5s2690031+69° 00′ 31″217G5V5783+0,015,4[13][17]
HD 19702720h 41m 45,6s1728743−27° 12′ 57″255G3V5723−0,018,2[18]

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

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]

Ein Beispiel für einen solchen Stern ist HD 70642.[20]

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.

Einzelnachweise

  1. ↑ a b c D. R. Soderblom, J. R. King: Solar-Type Stars: Basic Information on Their Classification and Characterization. In: Solar Analogs: Characteristics and Optimum Candidates. 1998 (lowell.edu (Memento des Originals vom 24. Mai 2009 im Internet Archive) [abgerufen am 26. Februar 2008]).
  2. ↑ E. E. Mamajek, L. A. Hillenbrand: Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics. In: Astrophysical Journal. 687. Jahrgang, Nr. 2, 2008, S. 1264, doi:10.1086/591785, arxiv:0807.1686, bibcode:2008ApJ...687.1264M.
  3. ↑ a b c d e f g h i SIMBAD Astronomical Database. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 14. Januar 2009.
  4. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q N. C. Santos, G. Israelian, S. Randich, R. J. García López, R. Rebolo: Beryllium anomalies in solar-type field stars. In: Astronomy and Astrophysics. 425. Jahrgang, Nr. 3, Oktober 2004, S. 1013–1027, doi:10.1051/0004-6361:20040510, arxiv:astro-ph/0408109, bibcode:2004A&A...425.1013S.
  5. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p J. Holmberg, B. Nordstrom, J. Andersen: The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics. In: Astronomy and Astrophysics. 501. Jahrgang, Nr. 3, Juli 2009, S. 941–947, doi:10.1051/0004-6361/200811191, arxiv:0811.3982, bibcode:2009A&A...501..941H. See Vizier catalogue V/130.
  6. ↑ a b c d e f g h S. G. Sousa, N. C. Santos, M. Mayor, S. Udry, L. Casagrande, G. Israelian, F. Pepe, D. Queloz u. a.: Spectroscopic parameters for 451 stars in the HARPS GTO planet search program. Stellar [Fe/H] and the frequency of exo-Neptunes. In: Astronomy and Astrophysics. 487. Jahrgang, Nr. 1, August 2008, S. 373–381, doi:10.1051/0004-6361:200809698, arxiv:0805.4826, bibcode:2008A&A...487..373S. See VizieR catalogue J/A+A/487/373.
  7. ↑ a b G. F. Porto de Mello, W. Lyra, G. R. Keller: The Alpha Centauri binary system. Atmospheric parameters and element abundances. In: Astronomy and Astrophysics. 488. Jahrgang, Nr. 2, September 2008, S. 653–666, doi:10.1051/0004-6361:200810031, arxiv:0804.3712, bibcode:2008A&A...488..653P.
  8. ↑ Luca Casagrande, Chris Flynn, Laura Portinari, Leo Girardi, Raul Jimenez: The helium abundance and ΔY/ΔZ in lower main-sequence stars. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 382. Jahrgang, Nr. 4, Dezember 2007, S. 1516–1540, doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12512.x, arxiv:astro-ph/0703766, bibcode:2007MNRAS.382.1516C.
  9. ↑ Tabetha S. Boyajian, Harold A. McAlister, Ellyn K. Baines, Douglas R. Gies, Todd Henry, Wei‐Chun Jao, David o’Brien, Deepak Raghavan u. a.: Angular Diameters of the G Subdwarf μ Cassiopeiae A and the K Dwarfs σ Draconis and HR 511 from Interferometric Measurements with the CHARA Array. In: The Astrophysical Journal. 683. Jahrgang, Nr. 1, August 2008, S. 424–432, doi:10.1086/589554, arxiv:0804.2719, bibcode:2008ApJ...683..424B.
  10. ↑ a b A. Jeff Valenti, A. Debra Fischer: Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. 159. Jahrgang, Nr. 1, Juli 2005, S. 141–166, doi:10.1086/430500, bibcode:2005ApJS..159..141V. See VizieR catalogue J/ApJS/159/141.
  11. ↑ V. V. Kovtyukh, C. Soubiran, S. I. Belik, N. I. Gorlova: High precision effective temperatures for 181 F-K dwarfs from line-depth ratios. In: Astronomy and Astrophysics. 411. Jahrgang, Nr. 3, 2003, S. 559–564, doi:10.1051/0004-6361:20031378, arxiv:astro-ph/0308429, bibcode:2003A&A...411..559K.
  12. ↑ D.R. Williams: Sun Fact Sheet. NASA, 2004, abgerufen am 23. Juni 2009.
  13. ↑ a b c d Jorge Meléndez, Iván Ramírez: HIP 56948: A Solar Twin with a Low Lithium Abundance. In: The Astrophysical Journal. 669. Jahrgang, Nr. 2, November 2007, S. L89–L92, doi:10.1086/523942, arxiv:0709.4290, bibcode:2007ApJ...669L..89M.
  14. ↑ S. G. Sousa, J. Fernandes, G. Israelian, N. C. Santos: Higher depletion of lithium in planet host stars: no age and mass effect. In: Astronomy and Astrophysics. 512. Jahrgang, März 2010, S. L5, doi:10.1051/0004-6361/201014125, arxiv:1003.0405, bibcode:2010A&A...512L...5S.
  15. ↑ Y. Takeda, A. Tajitsu: High-Dispersion Spectroscopic Study of Solar Twins: HIP 56948, HIP 79672, and HIP 100963. In: Publications of the Astronomical Society of Japan. 61. Jahrgang, 2009, S. 471, arxiv:0901.2509, bibcode:2009PASJ...61..471T.
  16. ↑ a b c d Jeremy R. King, Ann M. Boesgaard, Simon C. Schuler: Keck HIRES Spectroscopy of Four Candidate Solar Twins. In: The Astronomical Journal. 130. Jahrgang, Nr. 5, November 2005, S. 2318–2325, doi:10.1086/452640, arxiv:astro-ph/0508004, bibcode:2005AJ....130.2318K.
  17. ↑ Vázquez, M.; Pallé, E.; Rodríguez, P. Montañés: The Earth as a Distant Planet: A Rosetta Stone for the Search of Earth-Like Worlds (= Astronomy and Astrophysics Library). Springer New York, 2010, ISBN 978-1-4419-1683-9, Is Our Environment Special?, S. 391–418, doi:10.1007/978-1-4419-1684-6. See table 9.1.
  18. ↑ Monroe, T. R.: High Precision Abundances of the Old Solar Twin HIP 102152: Insights on Li Depletion from the Oldest Sun. In: The Astrophysical Journal Letters. 774. Jahrgang, Nr. 2, 2013, S. 22, doi:10.1088/2041-8205/774/2/L32, arxiv:1308.5744, bibcode:2013ApJ...774L..32M.
  19. ↑ a b c d M. C. Turnbull, J. C. Tarter: Target Selection for SETI. I. A Catalog of Nearby Habitable Stellar Systems. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. 145. Jahrgang, 2002, S. 181, doi:10.1086/345779, arxiv:astro-ph/0210675, bibcode:2003ApJS..145..181T.
  20. ↑ Solar System 'twin' found In: BBC News, 3. Juli 2003 
Quelle: https://de.wikipedia.org/wiki/Solar_analog