T-Tauri-Stern

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T-Tauri-Stern mit Staubscheibe und Jet

T-Tauri-Sterne (TTS) sind junge Sterne in einem Alter von weniger als einer Million Jahre, die die Spektralklasse F bis M und eine Masse zwischen 0,07 und 3 Sonnenmassen besitzen.[1] Sie befinden sich oberhalb der Hauptreihe und damit in einer frühen Phase ihrer Entwicklung, in der sie noch kontrahieren.[2] In ihren Kernen finden noch keine oder erst seit kurzem thermonukleare Reaktionen statt. Ein solcher Stern befindet sich noch nicht im hydrostatischen Gleichgewicht, wodurch sie zu mehr oder weniger heftigen Ausbrüchen neigen. Starke bipolare Strömungen treten mit einigen hundert Kilometern pro Sekunde aus ihrem Innern aus; dort, wo diese Jets Schockfronten bilden und das interstellare Gas erhitzen, können leuchtende Nebel, sogenannte Herbig-Haro-Objekte, beobachtet werden.

T-Tauri-Sterne sind in der Regel im Inneren von dichten, interstellaren Wolken neben jungen Sternen der Spektralklassen O und B zu finden. Trotz ihrer frühen Entwicklungsphase sind T-Tauri-Sterne leuchtkräftiger als Hauptreihensterne, die dieselbe Temperatur aufweisen. Ihre Spektren weisen mitunter einige starke Emissionslinien auf, die aus einer dünnen Gashülle stammen, die sich um diese Sterne herum befindet. Insbesondere in der Rho-Ophiuchi-Staubwolke wurde eine große Anzahl dieser Sterne aufgrund ihrer starken Infrarotemission gefunden. Lokale Verbände aus T-Tauri-Sternen werden als T-Assoziationen bezeichnet. Häufig sind diese Sterne von einer zirkumstellaren Scheibe umgeben, die als Vorläufer von Planetensystemen betrachtet werden.

Vom inneren Bereich der zirkumstellaren Scheibe bilden sich entlang der Magnetfeldlinien des Sterns Gasströme, durch die Materie aus der Scheibe auf den Stern fließt. Nahe der Sternoberfläche erreicht die einfallende Materie annähernd Schallgeschwindigkeit und wird in einer Stoßfront abgebremst, wodurch ein oder mehrere heiße Flecke mit Temperaturen von bis zu einer Million K entstehen[3].

Der Prototyp dieser Sternklasse ist T Tauri, ein irregulärer Veränderlicher in einer dunklen Staubwolke im Sternbild Stier.[2]

Zirkumstellare Scheiben[Bearbeiten]

Künstlerische Darstellung eines T-Tauri-Stern mit einer zirkumstellaren Akkretionsscheibe

Alle T-Tauri-Sterne zeigen einen Infrarotexzess aufgrund einer zirkumstellaren Scheibe mit Abmessungen von einigen hundert Astronomischen Einheiten. Die Scheibe entsteht als eine Folge des Drehimpuls in der Molekülwolke, aus der sich der Stern gebildet hat. Aufgrund des Pirouetteneffekts bei der Kontraktion der Molekülwolke durchläuft die Materie eine Scheibe und in dieser wird durch Reibung ein Teil des Drehimpuls abgebaut, wobei der größte Teil des Drehimpuls über einen Jet abtransportiert wird. Im Laufe der Entwicklung löst sich die Scheibe auf durch[4]

Dadurch entstehen in den zirkumstellaren Scheiben Zonen mit geringer Materiedichte. Dabei handelt es sich um ein zentrales Loch mit einem wachsenden Durchmesser von einigen Astronomischen Einheiten sowie Ringe, in denen Exoplaneten Materie akkretiert haben. Nach einigen Millionen Jahren bleibt eine reine Staubscheibe zurück wie bei Wega und Beta Pictoris, die sich im Laufe der Zeit durch Strahlungsdruck komplett auflöst.

Die Suche nach Exoplaneten um T-Tauri-Sterne wird zwar begünstigt durch die Tatsache, dass ein junger Planet mit einem Alter von wenigen Millionen Jahren einen größeren Radius hat als nach dem Abschluss der Kontraktion. Aber die ausgeprägte fotometrische und spektroskopische Veränderlichkeit dieser Sternklasse erhöht das Rauschen erheblich. Möglicherweise ist um den 7-10 Millionen Jahre alten WTTS-Stern 2MASS J05250755+0134243 in der Orion-OB1a/25-Ori Region ein heißer Jupiter mit einer Umlaufdauer von 0,44 Tagen fotometrisch als auch spektroskopisch nachgewiesen worden. Allerdings würde der Exoplanet innerhalb der Roche-Grenze des M3-Sterns umlaufen und innerhalb kurzer Zeit durch Gezeitenkräfte zerstört werden.[5]

Veränderlichkeit[Bearbeiten]

Fast alle T-Tauri-Sterne zeigen sowohl eine zyklische als auch eine unregelmäßige Veränderlichkeit in ihren Lichtkurven. Die unregelmäßigen Helligkeitsänderungen sind eine Folge von Schwankungen in der Akkretionsrate der Vorhauptreihensterne. Die durch den Einfall von Materie auf die Oberfläche der T-Tauri-Sterne freiwerdende thermische Strahlung stellt einen erheblich Anteil am Strahlungshaushalt. Die zyklische Komponente kann die Folge eines Umlaufs von Klumpen aus zirkumstellaren Material um den jungen Stern sein, der zu einer Art von Bedeckungslichtwechsel führt. Ein teilweise beobachteter Rotationslichtwechsel wird dagegen mit dunklen Sternflecken auf der Oberfläche der rasch rotierenden jungen Sterne in Verbindung gebracht[6]. Daneben kann die magnetische Aktivität der T-Tauri-Sterne auch zu im Weißlicht beobachtbaren Flares vergleichbar den Sonneneruptionen und den Ausbrüchen von Flare-Sternen führen. Die Flares können auch im Bereich der Röntgenstrahlung nachgewiesen werden mit einer Leistung von bis zu einigen 1032 erg/Sekunde[7]. Als Flares werden auch Ereignisse mit erhöhter Akkretion bezeichnet, die zu einem Anstieg der optischen und Röntgenhelligkeit führen. Unregelmäßige Helligkeits- und spektrale Änderungen werden mit der Rayleigh-Taylor-Instabilität in Verbindung gebracht. Diese führt zu einer temporären Ausbildung von Zungen vom inneren Rand der Akkretionsscheibe zu den magnetischen Polen des Sterns. Diese Zungen bestehen wahrscheinlich nur für einen Bruchteil einer stellaren Rotationsperiode und führen zu einer irregulären Helligkeitsänderung in ihren Lichtkurven[8].

T-Tauri-Sterne wie andere junge stellare Objekte zeigen auch im mittleren Infrarot eine Veränderlichkeit, wobei die Amplitude der Helligkeitsänderungen mit dem Alter abzunehmen scheint. Im mittleren Infrarot sollte die meiste Strahlung als Emission von der Akkretionsscheibe stammen. Die Veränderlichkeit scheint unperiodisch mit Amplituden von bis zu 0,5 mag in einem charakteristischen Zeitraum von 10 Tagen zu erfolgen. Diese Helligkeitsänderungen werden als Veränderungen in der Akkretionsrate, strukturelle Änderungen in der inneren Scheibe, Änderungen in der Höhe der Scheibe, Turbulenz in der Scheibe oder veränderliche Extinktion des zentralen Sterns aufgrund von Dichteschwankungen in der Scheibe interpretiert[9].

Zwei Klassen von eruptiven veränderlichen Sternen, die FU-Orionis-Sterne und die EX-Lupi-Sterne, sind nah verwandt mit den T-Tauri-Sternen. Die FU-Orionis-Sterne sind vor ihren Ausbrüchen T-Tauri-Sterne und entwickeln sich während des Ausbruchs zu F-G-Überriesen im Optischen und im Infraroten die eines Roten Riesens. Die Ausbrüche dauern mehrere Jahrzehnte an und werden als ein Aufleuchten der Akkretionsscheibe ähnlich den Zwergnovaeruptionen gedeutet[10]. Auch die EX-Lupi-Sterne sind vor und nach dem Ausbruch nicht unterscheidbar von anderen T-Tauri-Sternen. Sie zeigen ein K-M-Spektrum und die Dauer der Eruptionen liegt in der Größenordnung von Monaten bis Jahren. Während der Ruhephasen liegt die Akkretionsrate bei 10-7 Sonnenmassen pro Jahr. Im Ausbruchs steigt die Rate um einen Faktor 1000 an und führt zu dem Aufleuchten der Pseudophotosphäre[11].

Eng verwandt mit den T-Tauri-Sternen und den Herbig-Ae/Be-Sternen sind eine weitere Gruppe von veränderlichen jungen Sternen, die UX-Orionis-Sterne. Die auch UXOR genannten Sterne zeigen Minima mit Tiefen von bis zu 2,5 Magnituden bei Zyklenlängen zwischen 8 Tagen und 11 Jahren. Die Minima werden verursacht durch eine veränderliche Verdunkelung des Sterns durch zirkumstellares Material in Form von Staub, Planetesimalen oder Haufen von kometaren Körpern. Die Tiefe und Form der Minima ist großen Änderungen von Zyklus zu Zyklus unterworfen[12]. Überraschend scheint bei den Minima von UX-Ori-Sternen der Farbindex blauer zu werden. Dies wird auf ungewöhnliche Eigenschaften des Staubs, eine Selbstabschattung von Teilen der Akkretionsscheibe oder eine aufgestaute Mauer aus Materie im inneren Bereich der Scheibe interpretiert[13]. Daneben sind bei einigen T-Tauri-Sternen tiefe periodische Minima mit Perioden von mehr als 10 Tagen, wobei die Dauer der Minima bis zu 2/3 der Periode betragen kann. Dies wird als ein Bedeckungslichtwechsel in einem Doppelsternsystem interpretiert, wobei der Begleiter von einer Staubscheibe umgeben ist. Die Fluktuationen in der Minimadauer und Tiefe sind eine Folge von veränderlichen Staubkondensationen in der Scheibe und von Präzessionseffekten durch dritte Körper im Doppelsternsystem[14].

Spektrum[Bearbeiten]

T-Tauri-Sterne zeigen eine Spektralklasse später als F. Weiterhin ist ein hoher Anteil an Lithium charakteristisch für diese jungen Sterne. Das Element Lithium durchläuft bereits bei Temperaturen unterhalb der Grenze für das Wasserstoffbrennen thermonukleare Reaktionen. Da der Energietransport in T-Tauri-Sternen noch fast vollständig durch Konvektion erfolgt ist Lithium im Hauptreihenstadium kaum noch nachzuweisen. Dies ist ein Indiz für das geringe Alter der T-Tauri-Sterne.

Anhand des optischen Spektrums werden die T-Tauri-Sterne aufgeteilt in

  • klassischen T-Tauri-Sterne (cTTS) und
  • Weak-Line-T-Tauri-Sterne („emissionslinienschwachen“ T-Tauri-Sterne; wTTS).

Bei ersteren ist die Äquivalentbreite der Hα-Linie größer als etwa 10 Å, während bei den Weak-Line-T-Tauri-Sternen die Äquivalentbreite unterhalb dieses Wertes liegt. Daneben gibt es noch die Klasse der nackten T-Tauri-Sterne (nTTS). Bei ihnen ist keine Akkretionsscheibe im nahen Infrarot nachweisbar. Der innere Teil der zirkumstellaren Scheibe ist durch Akkretion, Planetenbildung, Sternwind, Photodissoziation sowie Strahlungsdruck freigefegt worden[15].

Die Spektren der T-Tauri-Sterne zeigen eine hohe Häufigkeit von Lithium in ihren Atmosphären im Vergleich zu Hauptreihensternen und jungen offenen Sternhaufen wie den Plejaden. Diese Beobachtung gilt sowohl für cTTS als auch für wTTS. Dies wird als ein Anzeichen für das geringe Alter der T-Tauri-Sterne interpretiert, da Lithium bereits bei Temperaturen unterhalb des Wasserstoffbrennens durch thermonukleare Reaktionen zerstört wird. Da diese Sterne noch vollständig konvektiv sind, wird in ihren ersten Millionen Jahren das Lithium fast vollständig zerstört. Auch die Position der T-Tauri-Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm zeigt ihr geringes Alter, da die Sterne zwischen der Hayashi-Linie und der Hauptreihe platziert sind[16].

T-Tauri-Sterne zeigen ausgeprägte Emissionslinien, wie sie auch viel schwächer in der Chromosphäre der Sonne nachgewiesen werden können. Diese Emissionslinien sind ein Anzeichen für starke magnetische Aktivität, die durch den Zeeman-Effekt direkt nachgewiesen werden konnte, sowie für die Ionisation des inneren Rands der Akkretionsscheibe durch den Stern. Daneben zeigen viele T-Tauri-Sterne unmittelbar an den Emissionslinien blauverschobene Absorptionslinien. Aus dieser Eigenschaft sind die dynamischen Materieflüsse abgeleitet worden, die inzwischen auch mittels direkter Abbildung als bipolare Ausflüsse und Jets nachgewiesen werden konnten. Eine Unterklasse der T-Tauri-Sterne, die YY-Orionis-Sterne, zeigen neben abströmendem Gas auch durch rotverschobene Absorptionslinien im optischen Spektrum den Einfall von Materie auf den jungen Stern[17].

Charakteristisch für klassische T-Tauri-Sterne ist die geringe Tiefe und Breite der Absorptionslinien in ihren Spektren. Dieses Phänomen wird im Englischen als veiling („Verschleierung“) bezeichnet. Das Veiling bei den cTTS kann durch Modellspektren simuliert werden, die eine Akkretion entlang der Feldlinien eines Magnetfelds mit einer Flussdichte von 1000 bis 3000 Gauß annehmen. Dabei wird das Gas durch die Gravitationskräfte auf eine Geschwindigkeit von bis zu 300 km/s beschleunigt, und oberhalb der Oberfläche des Sterns bildet sich eine Schockwelle aus, in der die Geschwindigkeit um den Faktor 4 abgebremst wird. Dabei heizt sich das Gas auf eine Temperatur in der Größenordnung von einer Million Grad auf und strahlt seine thermische Energie im Bereich der Röntgen- und UV-Strahlung ab. Ungefähr die Hälfte der freiwerdenden Energie fließt abwärts und bildet auf dem Stern an dem Fußpunkt des Akkretionsstroms einen heißen Fleck. Das Veiling ist eine Folge des Kontinuum-Spektrums aus dem heißen Fleck, welches sich mit dem Spektrum aus den ruhigen Zonen des klassischen T-Tauri-Sterns überlagert[18].

Magnetfelder[Bearbeiten]

Das Modell der magnetosphärischen Akkretion wurde entwickelt nach der Beobachtung von Magnetfeldern in der Größenordnung von einigen Tausend Gauß an der Oberfläche von T-Tauri-Sternen anhand des Zeeman-Effekts. Das Magnetfeld dringt in die zirkumstellare Scheibe ein und dominiert in einem Abstand von einigen Sternradien, dem Co-Rotationsradius, die Akkretion der Materie aus der Scheibe. Diese fließt dabei entlang der Magnetfeldlinien auf die Pole des Magnetfelds. Die nachgewiesenen Absorptions- und Emissionslinien der T-Tauri-Sterne können durch das Modell der magnetosphärischen Akkretion gut erklärt werden. Das starke Magnetfeld der T-Tauri-Sterne wird mit der hohen Rotationsgeschwindigkeit der jungen Sterne in Verbindung gebracht aufgrund der Akkretion[19]. Nach dem Auflösen der Akkretionsscheibe zerfällt auch das stellare Magnetfeld innerhalb einiger Millionen Jahre und erreicht nur noch Werte um einige Gauß.

Das Magnetfeld ist auch der Grund für die beobachteten Rotationsgeschwindigkeiten der T-Tauri-Sterne. Fällt Materie mit einer Akkretionsrate von 10-7 Sonnenmassen pro Jahr über eine Million Jahre auf einen Stern ein, würde sich aus Erhaltung des Drehmomentes eine Rotationsgeschwindigkeit nahe der kritischen (an der der Stern nicht mehr stabil ist) ergeben. Die gemessenen Rotationsgeschwindigkeiten liegen aber nur bei 10–20 Prozent dieses Wertes. Das stellare Magnetfeld sorgt über zwei Mechanismen für eine Abbremsung des Drehmoments bei den cTTS:[20]

  • Über einen Sternwind, der den stellaren Magnetfeldlinien folgt und damit Drehmoment abtransportiert.
  • Über das Disk-Locking, bei dem das stellare Magnetfeld mit den ionisierten Gas in der Akkretionsakkretiionsscheibe wechselwirkt.

Röntgenstrahlung von T-Tauri-Sternen[Bearbeiten]

Wie andere junge stellare Objekte zeigen T-Tauri-Sterne im Vergleich zu Hauptreihensternen eine 1.000- bis 10.000-fach höhere Aktivität im Bereich der Röntgenstrahlung. Die Röntgenstrahlung nimmt mit dem Alter langsam ab und ist im Gegensatz zu Hauptreihensternen nicht von der Rotationsgeschwindigkeit der jungen Sterne abhängig. Es wird vermutet, dass Röntgenstrahlung von einem magnetisch eingeschlossenen Plasma der Korona ausgeht.[21] Die Intensität der Röntgenstrahlung unterliegt starken Schwankungen und Ausbrüche dürften mit der Akkretion von Gas aus der zirkumstellaren Scheibe zusammenhängen. Bei diesen Akkretionsereignissen bilden sich Stoßwellen in der Korona aus und erhitzen sich auf mehrere Millionen Kelvin. Die permanente Röntgenstrahlung der T-Tauri-Sterne wird dagegen wie bei der Sonne mit der magnetischer Aktivität in Verbindung gebracht.[22] Letztere auf der magnetischen Aktivität beruhende Röntgenstrahlung tritt allerdings auch in Form von Flares auf und ist daher ebenfalls variabel.

Einige T-Tauri-Sterne in Doppelsternsystemen zeigen eine periodische Modulation in der Röntgenhelligkeit, wobei die Periode der Bahnumlaufdauer der Doppelsterne entspricht. Dabei steigt die Intensität der Röntgenstrahlung im Periastron signifikant an. Dieses Phänomen wird auch als Pulsed Accretion bezeichnet. Um jeden der jungen Sterne hat sich eine Akkretionsscheibe gebildet, die im Periastron durch die Gravitationskräfte des Begleiters aus dem Gleichgewicht gebracht wird und zu einem Anstieg der Akkretionsrate führt.[23] Neben der Röntgenhelligkeit steigt auch die Intensität der Infrarothelligkeit an.[24]

Sternwinde[Bearbeiten]

Bei den T-Tauri-Sternen werden drei Komponenten von Ausflüssen, die Materie an das interstellare Medium transferieren, beobachtet[25]:

  • Ein kontinuierlicher Wind von der Oberfläche der Akkretionsscheibe, dessen Temperatur zu niedrig ist um Moleküle aufzubrechen und nur Geschwindigkeiten von einigen 10 km/s erreicht
  • Ein X-Wind aus dem zentralen Loch in der Akkretionsscheibe, der Geschwindigkeiten von einigen 100 km/s erreicht.
  • Ein Sternwind von der Oberfläche des CTTS. Bei einem Teil der T-Tauri-Sterne wird dieser Wind durch eine Wechselwirkung mit dem X-Wind kollimiert zu einem Jet mit einem Winkel von nur wenigen Grad.

Braune Zwerge[Bearbeiten]

Das T-Tauri-Stadium wird nicht nur bei Sternen beobachtet, die genügend Materie besitzen, um das Wasserstoffbrennen zu zünden. Auch bei Braunen Zwergen sind im Alter von einigen Millionen Jahren Anzeichen für chromosphärische Aktivität wie Sternflecken, Infrarotemission von Staubscheiben, ausgeprägte Hα-Linien durch Akkretion, Anzeichen für Staubbildung sowie Wachstum und bipolare Ausflüsse in Form von Jets nachgewiesen worden.[26] Diese jungen Braune Zwerge rotieren extrem langsam, was als ein Anzeichen für die Ausbildung eines globalen Magnetfelds interpretiert wird. Bei diesen massearmen T-Tauri-Sternen verfügen die zirkumstellaren Scheiben nur über Massen von einigen millionstel Sonnenmassen und sind damit um mehrere Größenordnungen kleiner als bei normalen T-Tauri-Sternen. Dies gilt auch für die Akkretionsraten von einigen 10-12 bis 10-10 Sonnenmassen pro Jahr. Die Spektralklasse der Braunen Zwerge im T-Tauri-Stadium ist später als M6 und nimmt mit zunehmendem Alter weiter ab. Es wird keine nennenswerte Akkretion mehr bei Braunen Zwergen mit einem Alter von mehr als fünf Millionen Jahren beobachtet.[27]

Weblink[Bearbeiten]

 Wiktionary: T-Tauri-Stern – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. Sternentwicklung (abenteuer-universum)
  2. a b Das T-Tauri-Sternsystem
  3.  J. Bouvier, K. Grankin, L. E. Ellerbroek, H. Bouy and D. Barrado: AA Tau’s sudden and long-lasting deepening: enhanced extinction by its circumstellar disk?. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1304.1487v1.
  4.  Christian Gräfe, Sebastian Wolf, Veronica Roccatagliata, Jürgen Sauter, Steve Ertel: Mid-infrared observations of the transitional disks around DH Tau, DM Tau, and GM Aur. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1108.2373v1.
  5.  Julian C. van Eyken wt al.: The PTF Orion Project: a Possible Planet Transiting a T-Tauri Star. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1206.1510.
  6.  Sneh Lata, A. K. Pandey, Maheswar G., Soumen Mondal and Brijesh Kumar: Photometric search for variable stars in young open cluster Berkeley 59. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1108.1014v1.
  7.  Akiko Uzawa et al.: A Large X-ray Flare from a Single Weak-lined T Tauri Star TWA-7 Detected with MAXI GSC. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1108.5897v1.
  8.  Ryuichi Kurosawa, M. M. Romanova: Spectral variability of classical T Tauri stars accreting in an unstable regime. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1301.0641.
  9.  Christopher M. Faesi et al.: Potential Drivers of Mid-Infrared Variability in Young Stars: testing physical models with multi-epoch near-infrared spectra of YSOs in ρ Oph. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1209.5749.
  10.  Colin Aspin: The Continuing Outburst of V1647 Orionis: Winter/Spring 2011 Observations. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1108.1504v2.
  11.  D. Garcia-Alvarez et al.: Multi-Wavelength Study of the 2008-2009 Outburst of V1647 Ori. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1108.0828v1.
  12.  S. C.-L. Hu, W. P. Chen: Photometric Observations of the Young Cluster Variable GMCephei. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1202.5084v1.
  13.  W. P. Chen et al.: A Possible Detection of Occultation by a Proto-planetary Clump in GM Cephei. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1203.5271v1.
  14.  Marıa V. Rodrıguez-Ledesma et al.: An unusual very low-mass high-amplitude pre-main sequence periodic variable.. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1207.2494v1.
  15.  Jeffrey S. Bary and David A. Weintraub: Detection of Molecular Hydrogen orbiting a “Naked” T Tauri Star. In: The Astrophysical Journal. 576, 2002, S. L73-L76.
  16.  Lucas A. Cieza et al.: The Herschel DIGIT Survey of Weak-line T Tauri Stars: implications for disk evolution and dissipation. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1211.4510.
  17.  Gibor Basri: T Tauri stars: from mystery to magnetospheric accretion. In: Star-Disk Interaction in Young Stars. Proceedings IAU Symposium No. 243. 2007, S. 13-22, doi:10.1017/S1743921307009374.
  18.  A. V. Dodin and S. A. Lamzin: Interpretation of the Veiling of the Photospheric Spectrum for T Tauri Stars in Terms of an Accretion Model.. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1209.1851.
  19.  Scott G. Gregory and Jean-Francois Donati: Analytic and numerical models of the 3D multipolar magnetospheres of pre-main sequence stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1110.5901v1.
  20.  S. A. Artemenko, K. N. Grankin, P. P. Petrov: Rotation Effects in Classical T Tauri Stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1301.2493.
  21.  F. Alexander and T. Preibisch: X-ray activity and rotation of the young stars in IC 348. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1112.4290v1.
  22.  A. K. Dupree et al.: TW Hya: Spectral Variability, X-Rays, and Accretion Diagnostics. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1202.6373v1.
  23.  Ana Ines Gomez de Castro et al.: XMM-Newton monitoring of the close pre-main-sequence binary AK Sco. Evidence of tide driven filling of the inner gap in the circumbinary disk. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1301.6966.
  24.  James Muzerolle et al.: Pulsed Accretion in a Variable Protostar. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1301.5921.
  25.  Hans Moritz Günther: Accretion, winds and outflows in young stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1210.4182.
  26.  B. Riaz: Accretion and Outflow Activity in Brown Dwarfs. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1307.3166v1.
  27.  V. Joergens, A. Pohl, A. Sicilia-Aguilar, and Th. Henning: The bipolar outflow and disk of the brown dwarf ISO217. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1205.3166v1.