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T Tauri Sterne Allgemeines über T Tauri Vorhauptreihenentwicklung

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Präsentation zum Thema: "T Tauri Sterne Allgemeines über T Tauri Vorhauptreihenentwicklung"—  Präsentation transkript:

1 T Tauri Sterne Allgemeines über T Tauri Vorhauptreihenentwicklung
Beobachtungen in verschiedenen Spektralbereichen

2 Allgemeines über T Tauri Sterne
Name nach dem Prototyp in den Dunkelwolken des Sternbildes Taurus Weitere Bezeichnungen: RW-Aurigae-Sterne Orion- bzw. Nebelveränderliche Young Stellar Objects (YSOs) Benennung der T-Tauri-Sterne nach dem Prototyp in den Dunkelwolken des Sternbildes Taurus. Weitere gängige Bezeichnungen: RW-Aurigea-Sterne: in Bezug auf Lichtwechsel Orion- bzw. Nebelveränderliche: T-Tauri-Sterne treten in Verbindung mit Wolken interstellarer Materie auf und werden deshalb oft als Orionveränderliche bzw. als Nebelveränderliche bezeichnet Die T-Tauri-Sterne, die sich in ihrem jungen Leben in verschiedenen Entwicklungsstadien befinden, nennt man auch Young Stellar Objects (YSOs)

3 Allgemeines über T Tauri Sterne
Name nach dem Prototyp in den Dunkelwolken des Sternbildes Taurus Weitere Bezeichnungen: RW-Auriga-Sterne Orion bzw. Nebelveränderliche Young Stellar Objects (YSOs) Benennung der T-Tauri-Sterne nach dem Prototyp in den Dunkelwolken des Sternbildes Taurus. Weitere gängige Bezeichnungen: RW-Aurigea-Sterne: in Bezug auf Lichtwechsel Orion- bzw. Nebelveränderliche: T-Tauri-Sterne treten in Verbindung mit Wolken interstellarer Materie auf und werden deshalb oft als Orionveränderliche bzw. als Nebelveränderliche bezeichnet Die T-Tauri-Sterne, die sich in ihrem jungen Leben in verschiedenen Entwicklungsstadien befinden, nennt man auch Young Stellar Objects (YSOs)

4 Was sind T Tauri Sterne? Junge, sonnenähnliche Sterne: 105 - 107 Jahre
Eruptive Veränderliche Irregulärer Lichtwechsel Emissionslinensterne der Spektralklassen G bis M Starke Emissionslinien v.a. von H, Ca II und He I Taurus T-Tauri-Sterne sind junge, sonnenähnliche Sterne (Temp., Masse) Masse liegt zwischen 0.3 und 3 Sonnenmassen In Richtung größerer Massen schließen sich die „Ae-Veränderlichen in Nebeln“ an und in Richtung geringerer Massen die Flare-Sterne Die T-Tauri-Sterne gehören zu den eruptiven Veränderlichen: Sterne, bei denen der Lichtwechsel durch eruptive oder explosionsartige Vorgänge hervorgerufen bzw. mitbestimmt wird. Irregulärer (unregelmäßiger) Lichtwechsel: Amplituden liegen zwischen 1m und 4m Der Lichtwechsel hängt mit umgebenden interstellaren Dunkelwolken und dem Abstoßen von Materiejets zusammen. Sie sind bekannte Emissionslinensterne der Spektralklassen G bis M mit starken Emissionslinien (niedriger Ionisation) v.a. von Ha, H, K, Ca II und He I: Sterne mit einer Gashülle, bei denen starke Emissionslinien im optisch sichtbaren Bereich nachweisbar sind. Die Existenz solcher Emissionslinien führt man auf das Vorkommen von Sternen mit ausgedehnten Gashüllen zurück. Diese Gashüllen sind generell transparent, so daß das Sternenlicht fast ungeschwächt hindurchgehen kann. Die Gashüllen leuchten in den Wellenlängen der Emissionslinien, womit die dem Sternspektum überlagerte Emissionslinien zu erklären sind. Emissionsnebel: Leuchtende Gashüllen mit bis zu 300 und mehr Emissionslinien im visuellen und infraroten Bereich. Als klassischen Emissionsnebel bezeichnet man H-II-Gebiete, wie z.B. den Orionnebel und den Nordamerikanebel Sondergruppen: planetarische Nebel, Novae, Supernovae Das Vorhandensein von Regionen sehr hoher Temperatur in der Umgebung der Sterne wurde durch Spektrogramme im entfernten UV, die vom International Ultraviolet Explorer Satellite (IUE) aufgenommen wurden, bestätigt. Auch Versuche, Röntgenstrahlung von T-Tauri-Sternen nachzuweisen, wurde verstärkt unternommen (z.B. EINSTEIN-Satellit) Orion Auriga

5 Eigenschaften der T Tauri Sterne
Vorkommen in T-Assoziationen Überhäufigkeit von Li Rasche Rotation Magnetische Aktivität Oft von einer Akkretionsscheibe umgeben Häufig Doppelsternsystem Lage im HRD: Vorhauptreihensterne T-Assoziationen: T-Tauri-Sterne treten häufig in sog. T-Assoziationen auf, die stets in Verbindung mit großen Dunkelwolken oder kleinen leuchtenden Gasnebeln sind. Überhäufigkeit von Lithium: um den Faktor 100 gegenüber der Sonnenhäufigkeit Die kinematische Verbindung sehr vieler T-Tauri-Sterne mit den sog. Dunkelwolken (dark clouds), wo sie entstanden sind, und das Vorhandensein von Lithium (Absorption) zeigt uns, das diese Sterne noch sehr jung sind. Sie haben eine rasche Rotationsrate (von einigen Tagen; im Vergleich dazu hat die Sonne eine Rotation von ungefähr einem Monat) T-Tauri-Sterne haben eine erhöhte sonnenähnliche magnetische Aktivität aufgrund von schneller Rotation, dh. sie sind aktive, variable Sterne: Als erstes entdeckt wurden sie 1945 anhand der optische Variabilität und der starken Lithium-Linien Man fand Bereiche von Sternflecken „Starspot coverage“ Veränderliche Röntgen- und Radio-Emission (Diese beträgt das tausendfache einer sonnenähnlichen Aktivität) Einige zeigen Materialausstrom (molekulare „Outflows“) bzw. einen starken Stellarwind Ungefähr die Hälfte der T-Tauri-Sterne haben Akkretionsscheiben („Disks“) (IR und sub-MM Exzeß Emission) Viele T-Tauri-Sterne befinden sich in einem Doppelstern-System Sie sind Vorhauptreihensterne => HR-Diagramm

6 Entwicklung der T Tauri Sterne (Vorhauptreihenentwicklung)

7 Entwicklung der T Tauri Sterne 1
Entwicklung der T Tauri Sterne 1. Riesige Molekülwolken (Giant Molecular Clouds, GMCs) Bestandteile: 99% Gas, 1% Staub Gas: knapp 90% H, 10% He, einige CNO-Moleküle Gebiete der aktiven Sternentstehung Bild: Pferdekopfnebel im Sternbild Orion Bestandteile der Molekülwolken Das interstellare Medium besteht zu ca. 99% aus Gas und zu 1% aus Staub Das Gas wiederum besteht zu 90% aus Wasserstoff (H2 und H) und zu 10% aus Helium mit geringen Anteilen von CNO-basierenden Gasen (z.B. Hydrocarbonat), geringe Mengen von Magnesium und Eisensilikaten Bild: Pferdekopfnebel im Sternbild Orion (Barnard 33) Das rötliche Leuchten wird durch das H-Gas hinter dem Nebel hervorgerufen. Die hellen Punkte im Nebel stammen von jungen Sternen, die sich gerade im Entstehungsprozeß befinden. Das Licht benötigt 1500 Jahre bis es bei uns ankommt. Aufnahme: 0.9 m Teleskop des Kitt Peak National Observatory

8 Taurus Molekülwolke Entfernung: 140 pc
Ausgangspunkt für Sternent-stehung Abbildung: Helligkeitsver-teilung Die Taurus Molekülwolke ist einer der von den am nächst gelegenen interstellaren Molekülwolken mit einer Entfernung von 140 pc (~ 450 Lichtjahre) von unserem Sonnensystem entfernt. Ungefähr 100 Sterne sind bereits in diesem Gebiet entstanden. Das zeigt, daß diese Region ein Ausgangspunkt für die Sternentstehung ist. Dieses Bild zeigt die Helligkeitsverteilung (in 13CO) aufgenommen mit einem 4-m-Teleskop. Die roten Punkte repräsentieren protostellare Kandidaten, beobachtet vom Infrared Astronomical Satellite (IRAS) Die gelben Punkte sind T Tauri Sterne, die sehr junge Sterne (YSOs) sind, die sich im Stadium kurz vor dem Beginn des Wasserstoffbrennen (10 Mio. Jahre) in ihrem Inneren.

9 Assoziationen Eine lockere Ansammlung von Sternen bestimmten Typs ohne erhöhte Stern-dichte In unserer Galaxie zumeist in den Spiralarmen Die meisten Sterne werden hier gebildet (Sonne) Beispiele: Orion- und Adlernebel Eine lockere Ansammlung von Sternen, die im Gegensatz zu den “eigentlichen” Sternhaufen nicht durch eine allgemein erhöhte Sterndichte auffällt Assoziationen sind vielmehr durch eine übernormale Ansammlung von Sternen bestimmten Typs charakterisiert Hunderttausende T Tauri Sterne befinden sich in deren näheren Umgebung In unserer Galaxie befinden sich diese Assoziationen zumeist in den Sprialarmen Die meisten Sterne werden in diesen OB Assoziationen gebildet (vermutlich auch unsere Sonne) Beispiele: Orion-Nebel und Adler-Nebel Bild: Orion-Nebel ist ein Beispiel für eine T-Assoziation, Entfernung: 1500 Lichtjahre befindet sich im Sternbild Orion = Jäger Aufnahme: im optischen Bereich mit 3 versch. Filtern Die Farbe des Gases gibt Auskunft, welche Atome sich im jeweiligen Gebiet befinden: H leuchtet grün, O leuchtet blau, N leuchtet rot Sehr große und heiße Sterne geben so viel Licht ab, daß das Gas in ihrer Umgebung weggeblasen wird. Dies geschieht auch im Orion-Nebel. Orion-Nebel

10 Zwei Arten der Sternentstehungszonen
1. OB - Assoziationen Zone der Sternentstehung von massereichen Sternen Ansammlung von O- und B-Sternen 2. T - Assoziationen Zonen der Sternentstehung von massereichen Sternen (O- & B-Sterne) Bild: Adlernebel M 16 Molekülwolke, die von UV Strahlung von nahen O & B- Sternen im Adler Nebel (M 16) ionisiert werden. Aufnahme: Hubble Space Telescope Entfernung: 7000 Lichtjahre Säulen aus kühlem, dichten Gas mit einer Höhe von etwa einem Lichtjahr. Das Gas ist so dicht, daß das Licht der in ihnen befindlichen Sterne sie nicht durchdringen kann. Die Säulen haben eine so seltsame Form, da einige sehr junge, massereichen Sterne über dem Ende der Säulen stehen, die das Gas und den Staub wegblasen.

11 T - Assoziationen Gebiete der Sternentstehung von ausschließlich massearmen Sternen Vorkommen von T Tauri Sternen Häufig in Verbindung mit offenen Sternhaufen Barnard 86 NGC 6520

12 Entwicklung der T Tauri Sterne 2. Protosterne
Ersten Jahre der „Young Stellar Objects“ (YSOs) 2 Entwicklungsstufen: Class 0 YSOs: Kollabierende Wolkenkerne Class 1 YSOs: eigentl. Protosterne HH 30

13 Entwicklung der T Tauri Sterne Class I YSOs: eigentliche Protosterne
Stern sichtbar in UV unsichtbar im optischen Bereich Bsp: HH 30, Orion Proplyds,…

14 Entwicklung der T Tauri Sterne 3. T Tauri Sterne
Dieses Stadium umfaßt den Zeitraum von bis zu 1 Mio. Jahre Es gibt zwei Haupttypen von T Tauri Sterne: Class II YSOs: Klassische T Tauri Sterne (CTTS) Class III YSOs: sog. Weak-lined T Tauri Sterne (WTTS)

15 Entwicklung der T Tauri Sterne Class II YSOs: Klassische Tauri Sterne (CTTS)
Von Joy 1945 entdeckt Starke Ha-, Ca H- und K- Emission Optisch variable Sterne: Starspots Magnetosphärische Akkretion von ionisiertem Gas Magnet. Aktivität: 1000fache der Sonne Aufnahme: HST

16 Entwicklung der klassischen T Tauri Sterne
Entdeckung anhand der Absorptionslinienspektren Ca Mio. Jahre alt Class II Infrarot Objekte Ausgeprägte Akkretionsscheibe Starke Röntgen-Emitter

17 Theorie der klassischen T Tauri Sterne
Bildung der Sterne aus einer Molekülwolke Sterne sind von einer zirkumstellaren Scheibe umgeben Materialaustausch zwischen Stern und Scheibe Stellare Jets Sterne bilden sich durch einen Gravitationskollaps der dichten Bestandteile einer großen Ansammlung von Gas und Staub (Molekülwolken). Eine daraus folgende Konsequenz ist, daß junge Sterne (= T Tauri Sterne) gewöhnlich von einer massiven, opaken (undurchsichtigen), zirkumstellaren Scheibe umgeben ist. Diese Scheibe wächst allmählich an der Sternenoberfläche an und strahlt dabei Energie in Form von IR-Licht von der Scheibe ab und dort, wo das Material auf den Stern fällt werden optische und UV-Wellenlängen abgegeben. Irgendwie wird ein Teil dieses Materials, das auf dem Stern gebildet wird, senkrecht zur Scheibenebene ausgestoßen; so einen Vorgang nennt man „stellar jet“. Die zirkumstellare Scheibe löst sich auf und es können sich dabei möglicherweise Planeten bilden. Diese jungen Sterne haben auch häufig „dark spots“ auf ihrer Oberfläche, welche eine enorme Ähnlichkeit zu unseren Sonnenflecken aufweisen, jedoch einen größeren Teil der Oberfläche abdecken.

18 Stellare Jets Junge Sterne wie die T Tauri Sterne sind oft von einer zirkumstellaren Akkretionsscheibe umgeben. Dieses Phänomen kann man gut beobachten, da diese stellaren Jets, im Gegensatz zu anderen astrophysikalischen Jets, strahlen. Es ist daher möglich festzustellen, wie die Emissionslinienrate und die Linienprofile (welche einige hunderte km/s umfassen können) sich im Flußverhalten ändern. Das HST Bild oben zeigt einige der grundlegenden Eigenschaften der Jets von jungen Sternen. Es ist ein junger Stern abgebildet, mit einer IR-Quelle , die sich in der rechten Ecke befindet und die für den Ausfluß ? („Outflow“) verantwortlich ist. Der Jet bewegt sich aus der dunklen Wolke in Richtung Erde unter einem Winkel von 45° und erstreckt sich über 0.1 pc. Ein großer Bogenschock/stoß ? (bow shock) im oberen linken Eck kennzeichnet die Position, wo das schnelle Material das langsamere im Jet einholt. Strahlung geht von beiden Bogenschocks aus, welche das Material vor dem Stoß beschleunigt und eine „Mach Disk“, die den Jet verlangsamt. Schwache Stöße treten entlang des Jets auf, aber diese erwärmen das Gas genug, um es sichtbar zu machen. Das „Wackeln“ („wiggles“) im Jet scheint von einer leichten Richtungsänderung des ausgestoßenen Materials zu kommen.

19 Entwicklung der T Tauri Sterne Class III YSOs: sog
Entwicklung der T Tauri Sterne Class III YSOs: sog. Weak-lined T Tauri Sterne (WTTS) Späte Entdeckung ~ 1980 schwache Ha-Emission, starke Ca H- und K- Emissionslinien Scheibe sehr dünn oder gar nicht vorhanden Teil eines Doppelstern-systems An X-ray image of T Tauri stars in the L1551 cloud. From the ASCA X-ray satellite

20 Entwicklung der Weak-lined T Tauri Sterne
Akkretionsscheibe zerstreut keine Wechselwirkung mit dem Stern Emissionslinien kaum mehr vorhanden Helle Röntgenquellen Mögliche Erklärung für das Fehlen der Scheibe: Bildung eines Planetensystems

21 Entwicklung der T Tauri Sterne 4. ZAMS Sterne
Alter der ZAMS Sterne: Mio. Jahre Unsere Sonne war ein ZAMS Stern im Alter von ca. 40 Mio. Jahre The Sun: the nearest Main Sequence star to the Earth. This is an X-ray image from the Yohkoh satelite.

22 Entwicklung der ZAMS Sterne
Stern kollabiert ( T und  p) Beginn des Wasserstoffbrennen Hauptreihenstern Bildung von Planeten aus der Scheibe der „weak-lined“ T Tauri noch ähnliche Eigenschaften wie die T Tauri Sternen schwache Röntgenemission

23 T Tauri - Planetenformation

24 Spektrum der T Tauri Sterne
Röntgenstrahlung T Tau im optischen Bereich IR-Messungen Radioquellen

25 Röntgen- und Gammastrahlung
Erforschung durch ROSAT, ASCA und dem VLA Röntgenspektren zeigen Peaks bei keV Einige CTT Sterne (XZ Tau) zeigen auch härtere Emissionen: keV The Ced 110 region in the Chamaeleon 1 cloud from a 32 ksec ROSAT PSPC exposure

26 T Tauri Sterne in Chamaeleon
Aufnahme: Max Planck Institut Mit erdgebundenen optischen Nachbeobachtungen von unidentifizierten ROSAT All-Sky Survey sources (Quellen), hat man einige hundert neue T Tauri Sterne entdeckt anhand der Ha – Emission und Lithium Absorption. Überaschenderweise wurden diese T Tauri Sterne auch außerhalb der Sternentstehungsgebiete (Wolken) gefunden. Diese Art der T Tauri Sterne (off-cloud T Tauri) sind entweder aus der Wolke geschleudert worden oder sie wurden in kleinen Wölken gebildet, die sich anschließend auflösten.

27 Sonne im Röntgenbereich

28 T Tau im optischen Bereich
RA: Dec: Size: 14´1 x 14´1 Survey: Palomar Observatory Sky Survey

29 Emissionslinien von T Tau
Ha-Linie 6563A Hb-Linie 4861A

30 Lichtkurve von T Tau

31 Lichtkurve von RR Tau Rascher, unregelmäßiger Lichtwechsel
relativ früher Spektraltyp Vorkommen: in diffusen Nebeln

32 T Tauri und sein IR Begleitstern
IR: l = 10 µm Sichtbare Bereich: l = 0.55 µm

33 T Tauri und sein IR Begleitstern
l = 3 mm

34 T Tau im nahen IR T Tau ist ein Doppelsternsystem
Der Begeitstern, T Tauri South, wurde erstmals im nahen IR J-Band entdeckt. Hier sieht man das Bild, mit dem diese Entdeckung gemacht worden ist. Zirkumstellares Material, wie z.B. Staubpartikeln nahe den Sternen, streuen das Licht und sind somit sichtbar als Halo. Dieses Material stammt von der ursprünglichen Wolke, aus dem sich das T Tau System gebildet hat und von dem Materialausstrom des Sterns als er gebildet wurde. Diese zweite Prozeß nennt man Stellarwind, wobei der Stern Material verliert. Unsere Sonne verliert ebenfalls Material, aber in einem sehr viel geringerem Ausmaß als es T Tauri Sterne tun. (Dieser Wind der Sonne ist für unser Nordlicht verantwortlich.) Bild: Kanadisch-Französisches-Hawaii Teleskop, 1993 Aufnahme: im nahen IR bei 1.25, 1.65 und 2.2µm bzw. im sog. J-, H- und K-Band Ausrichtung: N ist oben, O ist links, so wie wir es am Himmel sehen würden.

35 T Tau im nahen IR Doppelsternsystem
Halo: zirkumstellares Material streut Licht Materialherkunft: aus der ursprünglichen Wolke Stellarwind: Verlust an Sternmaterie T Tau ist ein Doppelsternsystem Der Begeitstern, T Tauri South, wurde erstmals im nahen IR J-Band entdeckt. Hier sieht man das Bild, mit dem diese Entdeckung gemacht worden ist. Zirkumstellares Material, wie z.B. Staubpartikeln nahe den Sternen, streuen das Licht und sind somit sichtbar als Halo. Dieses Material stammt von der ursprünglichen Wolke, aus dem sich das T Tau System gebildet hat und von dem Materialausstrom des Sterns als er gebildet wurde. Diese zweite Prozeß nennt man Stellarwind, wobei der Stern Material verliert. Unsere Sonne verliert ebenfalls Material, aber in einem sehr viel geringerem Ausmaß als es T Tauri Sterne tun. (Dieser Wind der Sonne ist für unser Nordlicht verantwortlich.) Bild: Kanadisch-Französisches-Hawaii Teleskop, 1993 Aufnahme: im nahen IR bei 1.25, 1.65 und 2.2µm bzw. im sog. J-, H- und K-Band Ausrichtung: N ist oben, O ist links, so wie wir es am Himmel sehen würden.

36 HL Tau im optischen Bereich
XZ Tau HL Tau HL Tau RA: Dec: Size: 14´1 x 14´1 Survey: Palomar Observatory Sky Survey

37 HL Tau im IR - Bereich Hier sehen wir direkt das Bild einer aktiven Akkretionsscheibe um einen Protostern, das aus verschiedenen Bandbreitenaufnahmen (K-, H- und J-Band) zusammengesetzt ist. Die Aufnahme stammt von 3.6m CFHT (Hawaii), Das ist das mit höchster Auflösung aufgenommene Bild von HL Tau, das man je im IR bekommen hat. Es gibt einen einzigartigen Überblick in die zirkumstellare Umgebung von HL Tau im IR-Bereich.. Die physikalischen Charakteristika von der Akkretionsscheibe (R~150 AU, P.A. ~ 125°) stimmen mit den Daten überein, die durch Submillimeter-Interferrometrie (0.8mm) und 2.7 mm Interferrometrie gewonnen worden sind. Bipolare Löcher entlang der Akkretionsscheibe wurden hier zum ersten Mal im IR entdeckt. Das obere Loch wurde über einen Zeitraum von 2 Jahren beobachtet und man hat festgestellt, daß es sich mit einer Geschwindigkeit von ~30 km/s ausdehnt. Man vermutet, daß sich diese Aushöhlung vor ~ 100 Jahren während eines Outbursts in Richtung des optischen Jets gebildet hat. Abbildung: Auflösung: 4 x 4‘‘ 3-Farbendiagramm des jungen Stern HL Tau, der gerade dabei ist, seine Staub-umgebung mit Hilfe seiner starken Jets (300 km/s) „wegzukehren“. Diese bipolaren Jets erstrecken sich vom oberen linken bis zum unteren rechten Bereich. Die blaue Blase (0.8µm vom HST) liegt über der grünen Akkretionsscheibe (1.2µm AO Bild). Das rote Licht stammt von 1.6µm UHAO Bild, das den schwächeren roten Bereich unterhalb der Akkretionsscheibe erkennen läßt. Das ist das erste direkte IR-Bild von einer aktiven Akkretionsscheibe. Diese Scheibe ist unsichtbar im optischen, zeigt sich aber im IR.

38 HL Tau im IR - Bereich 3-Farbenbild (im I-, J- und H-Band)
Aktive Akkretions-scheibe um einen Protostern Bipolare Löcher Abb: Das ist ein 0.2 RGB Farbenbild von HL Tau, das aus den H-, J- und I-Bildern (aus Fig. 2) zusammengesetzt ist. Das I-Band (blau) ist ein HST Bild aus dem Jahr Das blaue Licht zeigt das Streulicht, das von oberhalb der (galaktischen) Ebene (Positionswinkel: 125°) von der staubigen Umgebung und der Akkretionsscheibe kommt. Das grüne Licht (J-Band-Bild) zeigt das Licht, das durch die optisch dicke Akkretionsscheibe in der Ebene der Umgebung tritt. Diese Scheibe wurde auch bei 2.7 mm entdeckt. Die grünen Konturen im Zentrum des unteren Bereichs des Bildes zeigt die 2.7mm Abbildung der Akkretionsscheibe um HL Tau. Der vordere Bereich der IR-Akkretionsscheibe (Radius ~ 150 AU) wurde anhand der gelb-gestrichelten Linie sichtbar gemacht. Das rote Licht (H-Band Bild) zeigt das meistausgelöschte Streulicht an. Diese Licht stammt von unterhalb der Scheibe bzw. dem unteren Loch. Der HL Tau Protostar ist der zentrale rote Spot.

39 HL Tau & XZ Tau

40 HL Tau Aufnahme in 4 vers. Bändern:
J-Band: 1.2 µm H-Band: 1.6 µm K´-Band: 2.1 µm HST I Band: 0.9 µm Gestrichelte Linie: Akkretionsscheibe

41 GG Tau im optischen Bereich
RA: Dec: Size: 14´1 x 14´1 Survey: Palomar Observatory Sky Survey

42 GG Tau H-Band J-Band K-Band

43 UY Aur im optischen Bereich
RA: Dec: Size: 14´1 x 14´1 Survey: Palomar Observatory Sky Survey

44 UY Aur K´-Band 3-Farbendiagramm
Linkes Bild: Das ist ein K‘ Bild von jungen T Tauri Doppelstern UY Aur. Die Scheibengröße ist 450 AU. Man vermutet, daß diese Scheiben sich verdichten und so Planetensysteme bilden. Auflösung: 10 x 12‘‘ Rechtes Bild: Hier sehen wir ein 3-Farbendiagramm des Sterns UY Aur. Blaue Bereich: 1.2 µm image from UHAO Grüne Bereich: 1.6 µm AO image Rote Bereich: 2.1 µm UHAO image

45 RW Aur im optischen Bereich
RA: Dec: Size: 14´1 x 14´1 Survey: Palomar Observatory Sky Survey

46 RW Aur Aufnahme: Jet: Strahl von ionisiertem Material
optischer Bereich Schmalbandfilter Jet: Strahl von ionisiertem Material Dieses Bild zeigt einen spektakulären Jet; einen Strahl von ionisiertem Material, das aus dem Stern herausströmt. RW Aur ist ein junger Stern, der sich im Sternbild Taurus befindet und sich noch in seiner jungen Evolutionsphase befindet. RW Aur A ist die Quelle des Massenverlustes. RW Aur B ist seinerseits ein Doppelsternsystem (= RW Aur BC), aber sie liegen zu nahe beisammen, um sie hier auf dem Bild zu sehen. Der Massenverlust von RW Aur A sieht man in Form eines langen Lichtstreifens, der sich diagonal über das Bild erstreckt. Wir können die Emission des ausströmenden Materials und seinen Zusammenstoß und die daraus folgende Erhitzung mit der umgebenden Wolke beobachten (+ Symbol). Anhand solchen Aufnahmen kann man gut die Struktur dieser Outflows und die Ursache solcher Materialverluste studieren. Bild: Aufnahme mit dem Kanadisch-Französischem-Hawaii Teleskop. Die wurden im optischen Bereich des elektromagnetischem Spektrum aufgenommen. Es wurden Schmalbandfilter verwendet, die auf die Wellenlängen der häufigsten Emissionslininen in stellaren Jets zentriert wurden (z.B. Sauerstofflinie [OI] bei 6300A, Schwefellinie [SII] bei 6735A).

47 RW Aur Im linken Bild sehen wir, daß diese Jets ein knotenförmiges Erscheinungsbild haben und daß sie keine einheitliche Helligkeit entlang ihrer Achse aufweisen. Im rechten Bild erkennt man, daß die Materialausflüsse (Outflows) unterschiedliche Formen annehmen können. Man sieht Beobachtungen an den zwei jungen Sternen DG Tau und CW Tau RW Tau, DG Tau und CW Tau sind alle im der Taurusmolekülwolke angesiedelt, die sich ungefähr 450 Lichtjahre von uns entfernt befindet.

48 Radiostrahlung Position von T Tauri Sternen in und um die Taurus-Auriga Region Schwarze Kreise: Radioquellen Offene Kreise:T Tauri ohne Radiostrahlung Sternchen: Sternentstehungszonen in Taurus-Auriga Position von T Tauri Sternen in und um die Taurus-Auriga Region Gefüllte Kreise sind Radioquellen Offene Kreise sind T Tauri ohne Radiostrahlung Sternchen markieren die 6 Orte der aktiven Sternentstehungszonen in Taurus-Auriga


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