T-Tauri-Stern

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.

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

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.

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].

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.

Weiterhin wird unterschieden zwischen

• 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, bei letzteren kleiner.

Weblink

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

• Wissensportal für Astrophysik (von Dr. Andreas Müller, Astrophysiker)

Einzelnachweise

1. ↑ Sternentwicklung (abenteuer-universum)
2. ↑ ^{a b} Das T-Tauri-Sternsystem
3. ↑ 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.
4. ↑ 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.
5. ↑ 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.
6. ↑ Colin Aspin: The Continuing Outburst of V1647 Orionis: Winter/Spring 2011 Observations. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1108.1504v2.
7. ↑ 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.

Normdaten: SWD in der DNB: 4186382-3