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Wo liegen die Grenzen Stellarer Dynamos ? Ursprung und Natur von Hochenergie-Emission auf

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

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Wo liegen die Grenzen Stellarer Dynamos ? Ursprung und Natur von Hochenergie-Emission auf

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Presentation Transcript

  1. 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

  2. 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-EMISSIONpermanenter Untergrund • FLARESdynamische Prozesse

  3. Ω-Effekt: Konversion von polarem in toroidales Feld durch diff. Rotation -Effekt: Bildung von magnetischen Bögen in aufsteigender Materie j  × (v×B) = v ∙ (B) − v ∙ B { Bpol Btor Bpol Btor B =0 Ω 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 turbulente Diffusion kinematische Helizität ∂B/∂t = × (v × B) +∙×B− (η+β)∙2 B

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

  5. Lg(Lx /Lbol )= -7 wind-driven X-ray sources Huelamo et al. 2000: X-rays from Lindroos systems 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 • 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

  6. 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 BegleiterNICS/3.6m TNG,La Palma3 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 4075 “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

  7. 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)

  8. 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 ?

  9. 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 Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen TTS = kühle Vorhauptreihensterne Braune Zwerge = Objekte mit Masse zu gering für H-Brennen 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.)

  10. 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: keinUnterschied 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

  11. Späte Hauptreihen-Sterne: Lx ~ (v sini)2 ........... Pallavicini et al (1981) Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen Rotations-Aktivitäts Beziehung .... gibt Aufschluss über den Dynamomechanismus 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 mitDrehimpulsentwicklung ? • schnell rotierende wTTS • langsam rotierende cTTS(disk-locking)„Alter“ der Sternentstehungsregion

  12. Späte Hauptreihen-Sterne: RO = PRot / τconv Lx/Lbol ~ 1/RO2 ........... Pizzolato et al (2003) Conv.turnover time aus Entwicklungsrechnungen (e.g. Ventura et al. 1998) Rotationsperioden aus photometrischem Monitoring Vorhauptreihen-Sterne + Braune Zwerge: (A) 2 – Dynamo ? (falls keine diff. Rotation; rotationsabhängig) (B) turbulenter Dynamo ? (fluktuierendes Feld; nicht rotationsabhängig und kleinskalig) • 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 -Effekt Diffusion Ω-Effekt Diffusion ~ 1/R0 2 ND = · 1/ Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen Rotations-Aktivitäts Beziehung .... gibt Aufschluss über den Dynamomechanismus

  13. 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 SpektrenKein dramatischer Unterschied zu TTS 6 BZs or BZ Kandidaten detektiert

  14. 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

  15. 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 Hochaufgelöste X-ray Spektroskopie von stellaren Koronen Instrumentelle Verbesserungen • starker Sauerstoff in allen jungen Sternen • starkes Neon, schwaches Eisen auf der Vorhauptreihe ! (TW Hya)

  16. 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 !

  17. XMM Chandra Hochaufgelöste X-ray Spektroskopie von stellaren Koronen OVII Triplett: R-Verhältnis 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 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

  18. Hochaufgelöste X-ray Spektroskopie von stellaren Koronen Ist TW Hya eine einzigartige stellare X-ray Quelle ? • ElementhäufigkeitenMetalldefizit, 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)

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

  20. Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse Daten für Doktorarbeit bereit • „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 { 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 Quellenin 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

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