Sternentstehung

Die Entstehung von Sternen ist ein mehrstufiger Prozess, der dominiert wird durch die Wechselwirkung des sich bildenden Zentralobjekts (Protostern, T Tauri Stern) mit dem Material in seiner Umgebung (Akkretionsscheibe, Hülle). Wir untersuchen dieses Zusammenspiel durch Beobachtungen bei verschiedenen Wellenlängen: Infrarot-Strahlung von Hülle und Scheibe, optische Emission von akkretierendem Material und dem im Zentrum entstehenden Stern, Röntgenstrahlung von Stern und Akkretionsschocks.

Massenakkretion bei jungen Sternen und Braunen Zwergen

Verschiedene Techniken werden angewandt, um die Massenakkretionsraten von T Tauri Sternen und jungen Braunen Zwergen zu messen. Die direkteste Methode ist die Bestimmung der Exzess-Emission im Ultravioletten Spektralbereich im Vergleich zu einem Stern ohne Akkretion. Eine andere Möglichkeit ist die Vermessung von Spektrallinien (s. Abbildung). Die Linienemission enthält Beiträge von Akkretion und Massenausflüssen, die nicht einfach voneinander zu trennen sind. Massenausströmungen führen zu einer Verbreiterung der Linie, die durch Material, welches sich mit verschiedenen Geschwindigkeiten bewegt, erzeugt wird.

Abb.: Emissionslinien im optischen Spektrum des jungen, akkretierenden Sterns Par-Lup3-4 in der Lupus Sternentstehungsregion: links - Halpha Linie, rechts - eine Linie des sogenannten Kalzium Infrarot-Tripletts. Aufnahmen aus drei aufeinanderfolgenden Jahren zeigen, dass die beiden Linien verschieden variieren, was auf eine unterschiedliche Entstehungsregion im Stern-Scheiben System hindeutet. (A.Klutsch)

Röntgenstrahlung vom Akkretionsschock

Der Großteil der Röntgenstrahlung von kühlen Sternen wird in der äußersten Sternatmosphärenschicht, der Korona, erzeugt (siehe Thema "Magnetische Aktivität"). Erst mit der neuesten Generation von Röntgenobservatorien (Chandra und XMM-Newton) wurde durch Messung von Plasmadichten entdeckt, dass bei T Tauri Sternen mit Massenakkretion eine "weiche" Röntgenkomponente aus dem Akkretionsschock stammen kann. Wir untersuchen die Dichten und Temperaturen des heißen Plasmas durch Spektroskopie im Röntgenlicht, um den Ursprung der Röntgenstrahlung (Korona oder Akkretionsschock) zu bestimmen.

Koronale Röntgenstrahlung von T Tauri Sternen

Die koronale Röntgenstrahlung ist bei jungen Sternen besonders stark. Ihre Messung trägt wesentlich zur Identifikation von kompletten Stichproben von T Tauri Sternen bei (siehe Thema "Magnetische Aktivität"). Wir beschäftigen uns mittels einer Kombination von Röntgen-, optischen und IR-daten mit der Erhebung von vollständigen Stichproben von Vorhauptreihensternen in Sternentstehungsregionen.