Magnetische Untersuchung von HIP 86400

 

1. Ziel der Untersuchung

2. Die Zusammenstellung der Zustandsgrößen

3. Innerer Aufbau

 

1.1 Ziel der Untersuchung

 

Ziel der Untersuchung wird es sein, die Kinematik des Magnetfeldes von HIP 86400 unter der Berücksichtigung seiner Zustandsgrößen und physikalischen Natur möglichst realistisch approximiert zu beschreiben. Für eine vollständige kinematische Untersuchung dieses Körpers, werden im vorangehenden Punkt 1.2 die wesentlichen Zustandsgrößen mathematisch zusammengestellt. Es folgt eine ausführliche Erklärung zum Inneren Aufbau und dem magnetohydrodynamischen Dynamoprozess, der in der Tachocline-Region für die Induktion des stellaren Magnetfeldes verantwortlich ist. Idee dieser Untersuchung ist es, die bisher auf der Erde gefundenen Gesetzmäßigkeiten des Magnetismus auf einen kugelsymmetrischen Körper zu übertragen, der etwa 36 Lichtjahre entfernt im Kosmos sein Dasein fristet. Alle Berechnungen, liegen den theoretischen Modellen des Sternaufbaus zu Grunde und repräsentieren angesichts fehlender Messungen selbstverständlich nur grobe Näherungswerte.

 

1.2 Die Zusammenstellung der Zustandsgrößen

 

Im Folgenden werden die wesentlichen Zustandsgrößen des Sterns zusammengestellt. Empirische Hauptreihenbeziehungen und die mathematischen Modelle leisten neben bisherigen Messungen hier eine große Hilfestellung:

 

Name: HIP 86400 / HD 160346 / SAO 122610

Leuchtkraft: 0,257 Sonnenleuchtkräfte

Masse: 0,647 Sonnenmassen

Effektivtemperatur: 4 736 K (4 460 °C)

Radius r: 0,792 Sonnenradien (551 503 Km)

Spektrum: K3V

Durchmesser: 0,792 Sonnendurchmesser (1 103 006 Km)

Kerntemperatur: ~ 11 780 000 °C

Rotationsdauer: ~ 14 Tage

Mittlere Dichte: 1,84 g/cm³

Hydrostatische Zeitskala: 1 398 Sek. (24 Minuten)

Alter: ~ 22 657 000 000 Jahre

Davon erreicht: ca. 6 700 000 000 Jahre

Fallbeschleunigung an der Photosphäre: 282 m/s²

Kernzone: 0,00 – 0,114 von r

Radiationszone: 0,115 – 0,586 von r

Tachocline-Region: 0,584 – 0,648 von r

Konvektionszone: 0,649 – 0,999 von r

 

Bei HIP 86400 handelt es sich um einen verhältnismäßig massearmen K-Stern, der eine mittlere Oberflächentemperatur von 4 460 °C besitzt. Seine Masse wird auf etwa 0,65 Sonnenmassen geschätzt, während sein Radius ungefähr 0,79 Sonnenradien umfasst. Für eine intensive Untersuchung magnetischer Aktivitäten, findet vor allem der Innere Aufbau der aus mathematischen Modellrechnungen hergeleitet wurde, große Relevanz.

 

1.3 Innerer Aufbau

 

Für ein genaues Verständis des Inneren Aufbaus von HIP 86400, ist es nötig, die tiefenabhängigen Funktionen der plasmatischen Sternmaterie unter der Berücksichtigung physikalischer Gesetzmäßigkeiten möglichst realistisch zu modellieren. Grundsätzlich gibt es elementare Zusammenhänge zwischen den Zustandsgrößen und der damit verknüpften Sternmasse. So ist bekannt, dass ein Stern von 0,8 Sonnenmassen eine Kerntemperatur von etwa 13 Mio. Grad Celsius haben muss. Eine Massendifferenz von 0,2 Sonnenmassen macht immerhin einen thermischen Unterschied im Kernbereich des Sterns, von 2 Mio. Grad aus! Aus der Masse-Leuchtkraft-Beziehung kann ein ungefähres Massenverhältnis abgeschätzt werden. Zumeist liegt das dabei erhaltene Ergebnis der Masse im Falle eines K-Hauptreihensterns, noch etwas höher als der tatsächliche Wert. Zusammen, lässt sich daraus die Temperaturschichtung ermitteln, die mit dem Energietransportmechanismus gekoppelt ist. Es resultieren sehr genaue Werte und Vorstellungen für die Radiationszone, den Kern, die Tachocline-Region und die Konvektionszone des Hauptreihensterns. Über die tatsächliche Kenntnis der Massen-Radius-Beziehung konnte für HIP 86400 ein Radius von etwa 0,792 Sonnenradien hergeleitet werden. Die allgemeinen Funktionen der jeweiligen Sternschichten mit ihren verschiedenen chemischen Kompositionen, sind seit längerem bekannt. Ein realistisches Modell des Inneren Aufbaus von HIP 86400 wird im oberen Bild deutlich.

 

Ungeachtet der fehlenden Messwerte sei erwähnt, dass sich einige oben genannte Zustandsgrößen ergänzen, da sie physikalisch einander bedingen. Allgemeine Unsicherheiten, lassen sich im Rahmen der physikalischen Modellrechnungen natürlich nie gänzlich ausschließen.