Wo liegen die Grenzen Stellarer Dynamos ? Ursprung und Natur von Hochenergie-Emission auf B-Sternen, Braunen Zwergen und T Tauri Sternen Beate Stelzer Osservatorio Astronomico di Palermo

Magnetische Aktivität.... ... Emission von Strahlung und Beschleunigung von Teilchen infolge Energiefreisetzung durch das Magnetfeld 1-20 MK X-rays KORONA TRANSITION REGION 100000 K EUV 10000 K UV, H CHROMOSPHÄRE 6000 K visuell PHOTOSPHÄRE SONNE: Magnetfeld räumlich koinzident mit Hochenergieemission RUHE-EMISSION permanenter Untergrund FLARES dynamische Prozesse

Der stellare Dynamo in der mean field MHD MHD Induktionsgleichung ∂B/∂t =  × (v × B) - η∙2 B + ×(v´ ×B´) Induktion Diffusion turbulente EMF 1st order smoothing approximation: v´×B´ = ∙B − β∙×B kinematische Helizität turbulente Diffusion ∂B/∂t =  × (v × B) +∙×B − (η +β)∙2 B -Effekt: Bildung von magnetischen Bögen in aufsteigender Materie B j Ω-Effekt: Konversion von polarem in toroidales Feld durch diff. Rotation  × (v×B) = v ∙ (B) − v ∙ B { =0 Ω Btor Bpol

Magnetische Aktivität im HR Diagramm Wind shocks keine X-rays Magnetische Aktivität im HR Diagramm O B A F G K M L Dissipation von magnetischen Feldern M3 A7 B5 solar-like a-dynamo (in overshoot-layer) a2-dynamo ? turb. dynamo ? voll radiativ rad. Kern + konvektive Hülle voll konvektiv X-rays von B/A Sternen X-ray und IR imaging (hohe räuml. Auflösung) Braune Zwerge X-ray Imaging (hohe Empfindlichkeit) optisches Monitoring (Rotation + Aktivität ?) Aktivität/Akkretion auf TTS hoch-aufgelöste X-ray Spektroskopie (Emissionslinien-Diagnostik) Vor-Hauptreihe: Kontraktion+Akkretion T Tauri Hauptreihe: H-Brennen sub-stellar: Braune Zwerge

Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse Dynamo wird unwirksam bei SpT ~ A7...F3, Aber X-rays beobachtet von späten-B/frühen-A Sternen (Caillault & Zoonematkermani 1989, Schmitt et al. 1993, Berghöfer et al. 1996, Hünsch et al. 1998....) kühle Begleiter ? Empirisch: heisse Sterne: lg(Lx /Lbol )= -7 kühle Sterne: lg(Lx /Lbol)= -3..-4 Huelamo et al. 2000: X-rays from Lindroos systems Lg(Lx /Lbol )= -7 wind-driven X-ray sources GESUCHT: Sterne frühen Sp.typs (A,B) mit Begleiter von spätem Sp.typ (G, K, M) X-ray Beobachtungen mit ROSAT: (Schmitt et al 1993; Huelamo et al. 2000) Begleiter emittieren X-rays viele Systeme nicht auflösbar (ROSAT HRI 5“; ROSAT PSPC 20“) ca 1/3 der Primärsterne detektiert

Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse Beobachtungs-Strategie K-band Adaptive Optik Beobachtungen (Suche nach kühlen Begleitern) ADONIS/3.6m ESO Hubrig et al. (2001) 49 X-ray B-Sterne 19 Begleiter Huelamo et al. (2001) 3 X-ray B-Sterne 1 Begleiter Shatsky & Tokovinin(2002) 115 OB-Sterne 96 Begleiter NICS/3.6m TNG,La Palma 3 Nächte im Aug 03 und Jan 04 (~20 A-Sterne am Nordhimmel) X-ray Nachfolgebeob. mit hoher räuml. Auflösung (Lokalisierung der X-ray Quelle) Chandra/ACIS: ~ 1“ Stelzer et al. 2003, A&A 407 5 “eigene“ A/B Sterne + ca. 20 A/B Sterne aus Chandra-Archiv IR Spektroskopie von B/A Sternen (Suche nach engeren Begleitern) Pilot-Studie NTT/SofI, 2002 (PI Huelamo) IR Spektroskopie von Begleitern (Natur der Begleiter ?) beantragt am VLT, April 2004 (PI Hubrig) C+D A

Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse AO und X-ray Imaging ACIS-S X-rays von Begleitern B + C Keine X-rays von Primärstern A ADONIS C A Companion- Hypothese bestätigt Huelamo, unpublished Vorläufiges Ergebnis (Stelzer et al. 2003, A&A 407): Von 5 Systemen mit IR Begleitern X-rays von 4 (+1?) der IR Begleiter, 2 B-Sterne (1 spektroskopischer Doppelstern)

Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse X-ray Eigenschaften beobachtet Chandra simuliert Chandra basierend auf ROSAT Parametern ROSAT Temperatur zu niedrig, Leuchtkraft zu hoch Spektrum ist nötig um Plasmaparameter abzuleiten ! Spektren der A/B-Sterne und der (kühlen) Begleiter verschieden ?

Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse Lx / Lbol Verhältnis Cycle 3 targets, pre-Chandra Cycle 3 targets mit Chandra (Lindroos Begleiter) Cycle 4 targets, pre-Chandra ______________ Cycle 6 beantragt: Suche nach Koronen in magnetischen Einzelsternen von Typ roAp Plejaden-Daten aus Daniel et al (2002), Briggs & Pye (2003) Lindroos-Daten aus Huelamo et al (2000)

Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen TTS = kühle Vorhauptreihensterne Braune Zwerge = Objekte mit Masse zu gering für H-Brennen cTTS Class II wTTS Class III 105...7 a 106...7 a Klassische und weak-line TTS repräsentieren verschiedene Evolutionsstufen, aber haben ähnliches Alter auf individueller Basis Tracks aus Burrows et al. (1997) Das substellare Limit hängt vom Alter ab ! Junge BZ: bei SpT~M6/M7 Alte BZ: wandert zu späteren SpT (kühlerer Oberflächentemp.)

Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen X-ray Leuchtkraftfunktionen von TTS Taurus-Auriga wTTS in Taurus-Auriga zeigen stärkere X-ray Emission als cTTS ! wie in Orion (Flaccomio et al. 2002) aber: kein Unterschied in Lx von cTTS und wTTS in Cha (Feigelson et al 1993), R Oph (Grosso et al. 2000), IC 348 (Preibisch & Zinnecker 2001) Rolle des Drehimpuls ? Stelzer & Neuhäuser 2001, A&A 377

Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen Rotations-Aktivitäts Beziehung .... gibt Aufschluss über den Dynamomechanismus Späte Hauptreihen-Sterne: Lx ~ (v sini)2 ........... Pallavicini et al (1981) Vorhauptreihen-Sterne: Korrelation zwischen Lx und Prot in Taurus-Auriga (Neuhäuser et al. 1995, Stelzer & Neuhäuser 2001) aber keine Korrelation in Orion (Flaccomio et al. 2002) Zusammenhang mit Drehimpulsentwicklung ? schnell rotierende wTTS langsam rotierende cTTS (disk-locking) „Alter“ der Sternentstehungsregion

Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen Rotations-Aktivitäts Beziehung .... gibt Aufschluss über den Dynamomechanismus Conv.turnover time aus Entwicklungsrechnungen (e.g. Ventura et al. 1998) RO = PRot / τconv Rotationsperioden aus photometrischem Monitoring -Effekt Diffusion Ω-Effekt ND = · ~ 1/R0 2 Späte Hauptreihen-Sterne: Lx/Lbol ~ 1/RO2 ........... Pizzolato et al (2003) Vorhauptreihen-Sterne + Braune Zwerge: (A) 2 – Dynamo ? (falls keine diff. Rotation; rotationsabhängig) (B) turbulenter Dynamo ? (fluktuierendes Feld; nicht rotationsabhängig und kleinskalig) 1/ X-ray Beobachtungen (B) Suche nach Rotationsperioden: Calar Alto 2.2m 13n ESO/Chile NTT(3.6m) 4n Kitt Peak 2.4m 5n Lick 3m

Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen X-rays von Braunen Zwergen in Cha I ROSAT Detektion von BZ in ChaI (Neuhäuser & Comeron 1998) 30 ksec XMM-pointing in ChaI (Stelzer, Micela & Neuhäuser, 2004, A&A in press) Bestätigt ROSAT Detektionen ChaHa4,10,11 aufgelöst Lightkurven (flares auf 2 BZ) und Spektren Kein dramatischer Unterschied zu TTS 6 BZs or BZ Kandidaten detektiert

Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen Zukünftige X-ray Beobachtungen von BZ Chandra AO5 geplant für 2004: 3 BZ Begleiter zu Hauptreihensternen von unterschiedlichem Alter; Untersuchung des Teff / Alter Parameterraum Chandra AO6 beantragt, März 2004: 3 nahe (<10 pc) H-emittierende M8...M9 Zwerge; Untersuchung des Zusammenhangs chromosph.+koronaler Emission

Hochaufgelöste X-ray Spektroskopie von stellaren Koronen Instrumentelle Verbesserungen X-ray Spektrum mittlerer Auflösung (Chandra ACIS CCD) globales Fitten mit thermischem multi-T Modell X-ray Spektrum mit hoher Auflösung (Chandra LETGS; XMM RGS) fitten von individuellen Emissionslinien -------nicht-dispersive Instrumente-------- -------- dispersive Instrumente--------- ROSAT PSPC XMM EPIC XMM RGS Chandra LETGS E/ΔE 2 @ 0.9 keV 120-400 @ 4.5keV ~800 @ 1.0 keV ~2000 @ 0.1 keV Energie Bereich 0.1 - 2.0 keV 0.5-12 keV 0.35 – 2.5 keV 0.07 - 10keV

Hochaufgelöste X-ray Spektroskopie von stellaren Koronen Instrumentelle Verbesserungen ZAMS dM1e+dM1e post TTS (40 Myr) dM1 Pre-MS (10 Myr) K7 X-ray Spektren mit hoher Auflösung (E/ΔE ~ 1000) Identifikation von individuellen Emissionslinien starker Sauerstoff in allen jungen Sternen starkes Neon, schwaches Eisen auf der Vorhauptreihe ! (TW Hya)

Hochaufgelöste X-ray Spektroskopie von stellaren Koronen He-ähnliche Ionen als Plasmadiagnostik Die Dichtediagnostik R :f/i Plasma im koronalen Gleichgewicht: Kollissionsanregung + Strahlungabregung OVII =r =i =f low-density limit Kollisionsanregung von 3S nach 3P Porquet et al. (2000) UV Strahlungsfeld kann hohe ne vortäuschen !

Hochaufgelöste X-ray Spektroskopie von stellaren Koronen OVII Triplett: R-Verhältnis YY Gem – ZAMS Stern 3.38 +- 0.57 3.24 +- 0.82 (Stelzer et al. 2002, A&A 392) ne < 2 1010 cm-3 Low density TW Hya – klassischer TTS 0.06 +- 0.03 (Stelzer & Schmitt 2004, A&A 418) 0.54 ? (Kastner et al 2002) ne > 1012 cm-3 High density XMM Chandra

Hochaufgelöste X-ray Spektroskopie von stellaren Koronen Ist TW Hya eine einzigartige stellare X-ray Quelle ? Elementhäufigkeiten Metalldefizit, ausser Ne 2. Dichte 2 Grössenordnungen höher als andere Sterne 3. Temperaturstruktur weiches ´isothermes´ Spektrum 4. Variabilität abwesend oder irregulär X-ray Emission von einem von staubbildenden Elementen abgereichertem Akkretionsshock? Test auf anderen cTTS: XMM-Newton Beobachtung von BP Tau, July 2004 (PI Schmitt)

Hochaufgelöste X-ray Spektroskopie von stellaren Koronen Zeitentwicklung der koronalen Dichte (auf YYGem) Starke Variabilität während simultaner XMM-Newton und Chandra Beobachtung ! (2 flares, Sekundär-eclipse, ´high state´) niedriges R-Verhältnis in flares hohe Dichte in flares infolge von chromosphärischer Evaporation und/oder Kompression der Korona (~ 2 s Effekt) Stelzer et al. 2002, A&A 392

STERNE BRAUNE ZWERGE (Sub)stellare Magnetische Aktivität KORONA KoordinierteMulti-l Beobachtungen Ursprung von X-rays der B/A-Sterne Huelamo,Hubrig (ESO Chile) Zinnecker (Potsdam) Schmitt (Hamburg) Variabilitätsstudie des wTTS V410Tau Fernandez (Granada) XMM, Chandra Calar Alto, ESO, Mt. Maidanak, Kitt Peak, ... KORONA X-ray, radio Hoch-aufgelöste X-ray Spektroskopie Chromosphäre, Photosphäre (optisch:Ha,spots) X-rays und Alter, Temperatur, Rotation,.... 10^5...7 a 10^8 a >10^9 a STERNENTST.REGIONEN S Ori Taurus Cha I+II Orion OFFENE HAUFEN Plejaden NGC2362 FELD Denis J 1228 Micela, Flaccomio (Palermo); Feigelson (Penn State); Neuhaeuser (Jena) Photometr. Monitoring Suche nach Rotations- perioden (Flecken) Jayawardhana (Michigan) Billeres (ESO Chile) Opt. follow-up of X-ray sources Rotations-Aktivitäts Bez.

{ Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse „pinpointing the X-ray source“: Chandra 5 + 20 B-Sterne beobachtet AO Suche nach Begleitern: 3 Nächte beobachtet ( ~ 20 Sterne) IR Spektroskopie Suche nach Begleitern: Pilot-Studie IR Spektroskopie Natur der Begleiter: ESO beantragt Koronen auf roAp Sternen; Chandra beantragt Daten für Doktorarbeit bereit { Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen BZ untersch. Alters und Temperatur; Chandra geplant 2004 Halpha emittierende VLM Sterne und BZ; Chandra beantragt Cha II, SOri Sternentstehungsregion; XMM beobachtet Opt.Follow-up von X-ray Quellen in TW Hya; Daten für Diplomarbeit bereit Opt.Follow-up von X-ray Quellen in Cha I und Cha II; ESO beantragt photometr. Monitoring in versch. Sternentstehungsregionen; Daten für Doktorarbeit bereit Hochaufgelöste X-ray Spektroskopie von stellaren Koronen wTTS TWA-5b; XMM beobachtet; Datenanalyse durch Argiroffi et al. cTTS BPTau; XMM geplant für Juli 2004 (PI Schmitt) Multiwellenlängen-Kampagnen für aktive Sterne wTTS V410Tau; Kampagne Nov 2001; Stelzer et al. 2003, A&A 411; Fernandez et al, A&A subm. wTTS V410Tau; Kampagne Nov 2003; Daten bereit