BY-Draconis-Sterne sind Sterne derSpektralklassen G bis M. Viele BY-Draconis-Sterne sindRote Zwerge, einige haben aber auch eine höhere Masse als Rote Zwerge. Sie zeigen Veränderlichkeit geringer Amplitude durch die Rotation vonSternflecken in ihrerPhotosphäre. Der Prototyp istBY Draconis^[1].

BY-Draconis-Sterne sind Sterne derSpektralklassen G bis M. Im Vergleich zu ruhigen roten Zwergen zeigen die magnetisch aktiven Sterne eine Rotationsverbreiterung derSpektrallinien. Die Rotationsverbreiterung entsteht durch denDoppler-Effekt aufgrund der hohen Rotationsgeschwindigkeit. Daneben tretenEmissionslinien des Kalziums (H und K) sowie derBalmer-Serie auf. Die Linien entstehen wie bei der Sonne durch eine von unten geheizteChromosphäre undKorona. BY-Draconis-Sterne sind wie die Sonne auch im Bereich der Röntgenstrahlung nachweisbar, da ihre Koronen Temperaturen von mehreren Millionen Kelvin erreichen.^[2]

DieVeränderlichkeit hat eine geringeAmplitude von bis zu 0,5mag und erreicht meist nicht mehr als 0,1 mag. DiePeriode erstreckt sich von Bruchteilen eines Tages bis zu 120 Tagen. Die Ursache der Helligkeitsänderungen sind Sternenflecken (ähnlich denSonnenflecken), die aufgrund der Rotation des Sterns periodisch sichtbar werden sowiechromosphärische Aktivität, die sich in Form vonFlares, Fackeln (heißere Gebiete auf der Sternoberfläche) sowie Änderungen in derHalbwertsbreite der Emissionslinien manifestiert. Wenn ein Flare bei einem BY-Draconis-Stern nachgewiesen wird, gehört der Stern auch zur Klasse derUV-Ceti-Sterne.^[3] Die Sternflecken der BY-Draconis-Sterne und die Flares der UV-Ceti-Sterne sind zwei Eigenschaften magnetisch aktiver Sterne, die sich nicht in ihren physikalischen Eigenschaften unterscheiden.^[4]

Die Position und Ausdehnung der Sternflecken können durch die Modellierung ihrerLichtkurven abgeleitet werden. Sie können bis zu einem Fünftel der Sternenoberfläche bedecken, während Sonnenflecken nur eine Ausdehnung von bis zu einem Prozent der Sonnenoberfläche erreichen. Im Gegensatz zu der Sonne halten sich viele Sternflecken an den Rotationspolen der Sterne auf, während bei der Sonne die Sonnenflecken im Bereich ±30 Grad entlang des Äquators beobachtet werden. Die Ursache ist jedoch bei beiden Fleckenarten das Durchbrechen der Oberfläche durch gebündelte magnetischeFeldlinien und die daraus resultierende Abkühlung durch die Behinderung des Energietransports aus dem Sterninnern.^[5] Es scheint keinen Unterschied in den physikalischen Parametern von Sternen zu geben, die eine Modulation der Helligkeit durch Sternflecken zeigen und Sternen mit ähnlichen Rotationsgeschwindigkeiten, Temperaturen und Radien im gleichen Sternhaufen, deren Helligkeit konstant ist. Zwar können einige dieser inaktiven Sterne einMaunderminimum durchlaufen, aber dies kann nicht für ein Drittel der potentiellen BY-Dra-Sterne gelten. Eventuell liegt bei diesen Sternen eine annähernd rotationssymmetrische Verteilung kleiner Sternflecken vor, wodurch Helligkeitsschwankungen unterhalb der Nachweisgrenze liegen würden.^[6]

Die Ursache jeder Form von stellarer Aktivität liegt in Magnetfeldern in der Photosphäre der späten Zwerge. Die hohenMagnetfelder entstehen durch eine hohe Rotationsgeschwindigkeit in Kombination mitKonvektionsströmungen des elektrisch geladenen Plasmas. Diese Bewegungen elektrischer Ströme führen über einenDynamo-Effekt zur Entstehung von Magnetfeldern. Die Rotation wird inDoppelstern-Systemen durch Gezeitenkräfte langfristig aufrechterhalten aufgrund einergebundenen Rotation. Daher sind einzelne BY-Draconis-Sterne häufig jung, während in Doppelsternsystemen vorkommende aktive Sterne mehrere Milliarden Jahre alt sein können. Die Flussdichte der Magnetfelder erreicht nach hochauflösenden spektrografischen Messungen desZeeman-Effektes bis zu 500Gauß^[7].

Die Radien von Sternen können mit großer Genauigkeit beibedeckungsveränderlichen Sternen gemessen werden. Dabei sind anscheinend die Radien von BY-Draconis-Sternen zwischen 3 und 12 % größer als theoretisch erwartet. Daneben scheinen die Temperaturen in derPhotosphäre um 3 % unter den erwarteten Werten zu liegen. Diese Diskrepanzen werden mit der magnetischen Aktivität in den Doppelsternen in Verbindung gebracht. Erstens führen die kühleren Sternflecken auf der Oberfläche zu einer verminderten Abstrahlung und der Stern reagiert darauf mit einer Expansion, um dashydrodynamische Gleichgewicht wiederherzustellen. Zweitens sollte diegebundene Rotation zu einer Verstärkung der Konvektion in der Photosphäre führen und damit ebenfalls zu einer Expansion des Radius beitragen. Die BY-Draconis-Sterne in engen Doppelsternsystemen sind daher nur bedingt repräsentativ für die physikalischen Eigenschaften vonRoten Zwergen.^[8]

DerGeneral Catalogue of Variable Stars listet aktuell knapp 1000 Sterne mit dem KürzelBY, womit knapp 2 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der BY-Draconis-Sterne gezählt werden.^[9]

Es zeigt sich, dass einige BY-Draconis-Sterne auch vonExoplaneten begleitet werden.

• BY Draconis,HD 283750,Iota Capricorni,61 Cygni A
• mit Exoplanet:Epsilon Eridani,Gliese 581,Gliese 876,HD 192263

• Rotationsveränderlicher Stern

1. ↑Cuno Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel:Veränderliche Sterne. J. A. Barth Verlag, Leipzig 1990,ISBN 3-335-00224-5. 
2. ↑K. G. Helminiak, M. Konacki, M. W. Muterspaugh, S. E. Browne, A. W. Howard and S. R. Kulkarni:New high precision orbital and physical parameters of the double-lined low-mass spectroscopic binary BY Draconis. In:Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011,arxiv:1109.5059v1. 
3. ↑J. Lehtinen, L. Jetsu, T. Hackman, P. Kajatkari, and G.W. Henry:Spot activity of LQ Hya from photometry between 1988 and 2011. In:Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012,arxiv:1203.1555v1. 
4. ↑John R. Percy:Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007,ISBN 978-0-521-23253-1. 
5. ↑J. MacDonald and D. J. Mullan:Precision modeling of M dwarf stars: the magnetic components of CM Draconis. In:Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011,arxiv:1106.1452v1. 
6. ↑R. J. Jackson and R. D. Jeffries:Why do some young cool stars show spot modulation while others do not? In:Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012,arxiv:1204.4066v1. 
7. ↑Ribeiro, T. et al.:Activity on the M star of QS Vir. In:Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2009,arxiv:0912.0912v1. 
8. ↑Jayne Birkby et al.:Discovery and characterisation of detached M-dwarf eclipsing binaries in the WFCAM Transit Survey. In:Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012,arxiv:1206.2773v1. 
9. ↑Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia. Abgerufen am 19. Mai 2019. 

• Sternklasse der Rotationsveränderlichen Sterne