Herbig-Ae/Be-Stern
Herbig-Ae/Be-Sterne sind junge Sterne mit einem Alter von weniger als 10 Millionen Jahren und typischerweise einem frühen Spektraltyp von A oder B. Sie zeigen einen starken Infrarotexzess aufgrund von Staubbildung in einer zirkumstellaren Scheibe, aus der Materie auf den Stern akkretiert wird. Ihre Masse liegt im Bereich von 2 bis circa 10 Sonnenmassen und sie sind häufig in Gebieten mit erhöhter Sternentstehung anzutreffen. Die Temperatur in ihrem Inneren ist noch nicht hoch genug um ein stabiles Wasserstoffbrennen zu ermöglichen, somit befinden sich die Herbig-Ae/Be-Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm noch auf dem Weg zur Hauptreihe. Die abgestrahlte Energie ergibt sich noch aus der Kontraktion der Sterne.[1]
Definition
Seit diese Klasse von Sternen 1960 erstmals von George H. Herbig beschrieben wurde, haben die Kriterien zur Einordnung von Objekten verschiedene Wandlungen durchgemacht. Es finden heute leicht verschiedene Arbeitsdefinitionen für die Kategorisierung von Sternen als Herbig-Ae/Be-Sterne Anwendung. Zur Klassifikation dieser Klasse dienen insbesondere die folgenden charakteristischen Merkmale:
- Sie haben eine Spektralklasse von A oder B, wobei der Bereich manchmal auch auf die unmittelbar angrenzenden Spektraltypen bis F2 und O9 ausgeweitet wird,
- sie zeigen die Balmerlinien in Emission, und
- sie haben einen Infrarotexzess aufgrund von Staub aus einer zirkumstellaren Scheibe.
Die Herbig-Ae/Be-Sterne entwickeln sich weiter zu A- und B-Sternen auf der Hauptreihe. Vorhauptreihensterne mit einem Spektraltyp von F3 und später werden als T-Tauri-Sterne bezeichnet. Die meisten T-Tauri-Sterne besitzen Massen von weniger als 2 Sonnenmassen. Einige massereiche T-Tauri-Sterne entwickeln sich aber im Laufe der weiteren Kontraktion zu Herbig-Ae/Be-Sternen. Sterne mit Massen von mehr als 8 Sonnenmassen zeigen kein Vorhauptreihenstadium, da sie sich so schnell entwickeln, dass das Wasserstoffbrennen bereits zu einem Zeitpunkt zündet, in dem sie in einer Molekülwolke aufgrund hoher Extinktion unbeobachtbar sind.[2]
Herbig-Ae/Be-Sterne werden entsprechend ihrem Spektralverlauf im Infraroten in zwei Gruppen unterteilt:
- Gruppe-I-Quellen zeigen eine spektrale Energieverteilung, die durch eine Schwarzkörperstrahlung mit einer einzigen Temperatur erklärt werden kann.
- Gruppe-II-Quellen dagegen können eher durch ein Potenzgesetz beschrieben werden.
Es wird vermutet, dass die Gruppe-I-Quellen sich zu Gruppe-II-Quellen weiterentwickeln, wenn Staubteilchen koagulieren und durch Zusammenstöße die Staubscheibe flacher wird. Außerdem könnten die Strahlung des jungen Sterns den inneren Teil der Scheibe aufblähen und dadurch die spektrale Energieverteilung in Richtung Gruppe-II-Quellen verändern.[3]
Veränderlichkeit
Die Leuchtkraft von Herbig-Ae/Be-Sternen ist variabel auf Zeitskalen von Sekunden bis Hunderten von Tagen. Einige Sterne sind pulsierende Veränderliche vom Typ Delta Scuti oder Gamma Doradus. Daneben treten Flares und eine Modulation der Lichtkurve mit der Rotationsdauer des Sterns auf. Dies lässt auf ein globales Magnetfeld bei den Herbig-Ae/Be-Sternen schließen, was bei einem radiativen Energietransport in der Photosphäre unerwartet ist. Diese Magnetfelder sind durch spektropolarimetrische Messungen bei einigen Herbig-Ae/Be-Sternen nachgewiesen worden.[4] Eine weitere Quelle der Veränderlichkeit scheinen Änderungen in der Absorption in den zirkumstellaren Scheiben bei den UX-Orionis-Sternen zu sein. Man nimmt an, dass sich in den protoplantarischen Scheiben bereits Kondensationen gebildet haben, die beim Vorübergang vor der Scheibe zu einer erhöhten Absorption in Richtung der Erde führen.[5]
Akkretionsscheiben
Die Akkretionsscheiben von Herbig-Ae/Be-Sternen werden in zwei Gruppen anhand des Infrarotexzesses eingeteilt, wobei die Gruppe-I-Scheiben einen stärkeren Exzess zeigen. Bei den Gruppe-II-Scheiben scheint der innere Teil der Scheibe expandiert zu sein und schirmt den äußeren Teil gegenüber der intensiven UV-Strahlung ab. Daher können bei diesen Sternen größere Staubkörner kondensieren, die nicht innerhalb kürzester Zeit durch Photodissoziation zerstört werden.[6] Die Akkretionsscheibe löst sich bei den meisten Herbig-Ae/Be-Sternen innerhalb eines Zeitraums von 3 Millionen Jahren auf, wobei dieser Vorgang umso schneller verläuft, je höher die Masse des Sterns ist. Dies ist eine Folge des Anstiegs der Temperatur und der Leuchtkraft sowie der beschleunigten Entwicklung mit höherer Masse. Diese kurze Zeitspanne reicht zur Bildung von Exoplaneten aus, wovon einige um die frühen Sterne bereits nachgewiesen werden konnten.[7] Die Akkretionsrate liegt in dem Zeitraum von einer Million Jahre bei circa 10−4,5 Sonnenmassen pro Jahr. In dieser Zeitspanne wird der größte Teil der Masse des Sterns akkretiert.[8] Um die Nachfolger der Herbig-Ae/Be-Sterne, Hauptreihensterne mit einem Alter zwischen 10 und 20 Millionen Jahren, sind häufig Staubscheiben gefunden worden. Der Nachweis im fernen Infraroten war zunäscht überraschend, da der Strahlungsdruck Staub aus den Sternsystemen innerhalb kurzer Zeit entfernt. Daher muss es eine kontinuierliche Quelle für die Neueinstehung von Staub geben. Es wird heute angenommen, dass der Staub in zahlreichen Kollisionen von Asteroiden entsteht. Die entsprechenden Scheiben werden debris disks genannt.[9]
Einzelnachweise
- ↑ M. A. Pogodin et al.: Measuring the mass accretion rates of Herbig Ae/Be stars with X-shooter. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1205.3732v1.
- ↑ C.P. Folsom et al.: Chemical abundances of magnetic and non-magnetic Herbig Ae/Be stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1202.1845v1.
- ↑ K. M. Maaskant et al.: Identifying gaps in flaring Herbig Ae/Be disks using spatially resolved mid-infrared imaging. Are all group I disks transitional? In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1305.3138v1.
- ↑ S. M. Rucinski et al.: Photometric variability of the Herbig Ae star HD 37806. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2010, arxiv:1008.4599.
- ↑ Jose A. Caballero: The occultation events of the Herbig Ae/Be star V1247 Ori. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2010, arxiv:1002.4092.
- ↑ Jose A. Caballero: On the interplay between flaring and shadowing in disks around Herbig Ae/Be stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2009, arxiv:0907.2102.
- ↑ B. Acke et al.: Parameters of Herbig Ae/Be and Vega-type stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2008, arxiv:0811.3557.
- ↑ I. Mendigutıa, A. Mora, B. Montesinos, C. Eiroa, G. Meeus, B. Merın, and R.D. Oudmaijer: Accretion-related properties of Herbig Ae/Be stars Comparison with T Tauris. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1205.4734v1.
- ↑ G. Meeus, B. Montesino, I. Mendigutıa, I. Kamp, W.F. Thi, C. Eiroa, C.A. Grady, G. Mathews, G. Sandell, C. Martin-Zaıdi, S. Brittain, W.R.F. Dent, C. Howard, F. Menard, C. Pinte, A. Roberge, B. Vandenbussche and J.P. Williams: AGASPS observations of Herbig Ae/Be stars with PACS/Herschel? The atomic and molecular content of their protoplanetary discs. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1206.3413v1.