T-Tauri-Stern
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.
Der Prototyp dieser Sternklasse ist T Tauri, ein irregulärer Veränderlicher in einer dunklen Staubwolke im Sternbild Stier.[2]
Inhaltsverzeichnis |
[Bearbeiten] Zirkumstellare Scheiben
Alle T-Tauri-Sterne zeigen einen Infrarotexzess aufgrund einer zirkumstellaren Scheibe mit Abmessungen von einigen hundert Astronomischen Einheiten. Die Scheibe entsteht automatisch 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. Im Laufe der Entwicklung löst sich die Scheibe auf durch[3]
- Akkretion von Materie auf den T-Tauri-Stern
- Sternwinde
- Photoevaporation durch Strahlung des T-Tauri-Sterns oder benachbarten Sternen in dem Sternentstehungsgebiet
- Staubbildung
- Entstehung von Exoplaneten oder Braunen Zwergen
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.
[Bearbeiten] Veränderlichkeit
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[4]. 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[5].
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[6]. 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[7].
Eine enge Beziehung zu den T-Tauri-Sternen zeigt 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[8].
[Bearbeiten] Spektrum
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 aufgrteilt in
- klassischen T-Tauri-Sternen (cTTS) und
- Weak-Line-T-Tauri-Sternen („emissionslinienschwachen“ T Tauri-Sternen; 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[9].
T-Tauri-Sterne zeigen viele 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. 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 abströmenden Gas auch durch rotverschobene Absorptionslinien im optischen Spektrum den Einfall von Materie auf den jungen Stern[10].
[Bearbeiten] Magnetfelder
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 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[11]. Nach dem Auflösen der Akkretionsscheibe zerfällt auch das stellare Magnetfeld innerhalb einiger Millionen Jahre und erreicht nur noch Werte um einige Gauß.
[Bearbeiten] Röntgenstrahlung von T-Tauri-Sternen
Wie andere junge stellare Objekte zeigen T-Tauri-Sterne im Vergleich zu Hauptreihensternen eine 1.000 bis 10.000fach 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[12]. 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[13]. Letztere auf der magnetischen Aktivität beruhende Röntgenstrahlung tritt allerdings auch in Form von Flares auf und ist daher ebenfalls variabel.
[Bearbeiten] Weblink
Wiktionary: T-Tauri-Stern – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen[Bearbeiten] Einzelnachweise
- ↑ Sternentwicklung (abenteuer-universum)
- ↑ a b Das T-Tauri-Sternsystem
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ Colin Aspin: The Continuing Outburst of V1647 Orionis: Winter/Spring 2011 Observations. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1108.1504v2.
- ↑ 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.
- ↑ S. C.-L. Hu1, W. P. Chen: Photometric Observations of the Young Cluster Variable GMCephei. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1202.5084v1.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ A. K. Dupree et al.: TW Hya: Spectral Variability, X-Rays, and Accretion Diagnostics. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1202.6373v1.
