Dynamos in fully convective stars

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Im äußeren Drittel der Sonne wird Energie durch Konvektion nach außen transportiert. Die stabile Schicht unmittelbar unter dieser Zone ist in Modellen des Sonnendynamos von fundamentaler Bedeutung. Ungeachtet dieser Tatsache beobachtet man starke Magnetfelder auch bei vollkonvektiven Sternen, z.B. M-Zwergen und jungen Sternen in der Kontraktionsphase, welche eine solche Übergangsschicht zwischen äußerer Konvektionszone und nichtkonvektivem (radiativem) Kern nicht zur Verfügung haben. In dreidimensionalen numerischen MHD-Konvektionsrechnungen soll die Erzeugung von Magnetfeldern in vollkonvektiven Sternen untersucht werden. Insbesondere soll geklärt werden, ob in Abwesenheit des radiativen Kerns auch großskalige oder nur kleinskalige Magnetfelder erzeugt werden können. Zum Vergleich werden Mean-Field-Modelle berechnet. Durch Verändern der Parameter wird der Übergang zu Sternen mit radiativem Kern und äußerer Konvektionszone vollzogen, um zu überprüfen, ob die Anwesenheit der Übergangsschicht zu qualitativen Änderungen führt. Die Konsequenzen der Ergebnisse auf dem Sonnendynamo sollen herausgearbeitet werden.