wo liegen die grenzen stellarer dynamos ? ursprung und natur von hochenergie-emission auf b-sternen,...

Wo liegen die Grenzen Stellarer Dynamos

Ursprung und Natur von Hochenergie-Emission auf

B-Sternen Braunen Zwergen und T Tauri Sternen

Beate StelzerOsservatorio Astronomico di Palermo

Magnetische Aktivitaumlt Emission von Strahlung und Beschleunigung von Teilchen infolge Energiefreisetzung durch das Magnetfeld

SONNEMagnetfeldraumlumlich koinzident mitHochenergieemission

(A) RUHE-EMISSIONpermanenter Untergrund

(B) FLARESdynamische Prozesse

KORONA

CHROMOSPHAumlRE

PHOTOSPHAumlRE

TRANSITIONREGION

1-20 MK X-rays

100000 K EUV

10000 K UV H

6000 K visuell

Der stellare Dynamo in der mean field MHD

partBpartt = times (v times B) - η∙2 B + times(vacute timesBacute)

Induktion Diffusion turbulente EMF

MHD Induktionsgleichung

1st order smoothing approximation

vacutetimesBacute = ∙B minus β∙timesB

kinematische Helizitaumlt turbulente Diffusion

partBpartt = times (v times B) +∙timesB minus (η +β)∙2 B

-EffektBildung von magnetischen Boumlgen in aufsteigenderMaterie

B

j

Ω-EffektKonversion von polarem in toroidalesFeld durch diff Rotation

times (vtimesB) = v ∙ (B) minus v ∙ B

=0 Ω

Btor BtorBpol Bpol

1 X-rays von BA Sternen

X-ray und IR imaging(hohe raumluml Aufloumlsung)

2 Braune Zwerge

X-ray Imaging(hohe Empfindlichkeit)optisches Monitoring(Rotation + Aktivitaumlt )

3 AktivitaumltAkkretion auf TTS

hoch-aufgeloumlsteX-ray Spektroskopie(Emissionslinien-Diagnostik)

Wind shocks

keine X-rays

O B A F G K M L

Dissipation von magnetischen Feldern

M3A7B5

solar-like -dynamo(in overshoot-layer)

-dynamo turb dynamo

voll radiativ rad Kern + konvektive Huumllle voll konvektiv

Magnetische Aktivitaumltim HR Diagramm

Hauptreihe

H-Brennen

Vor-HauptreiheKontraktion+Akkretion

T Tauri

sub-s

tella

r B

raune Z

werg

e

GESUCHT Sterne fruumlhen Sptyps (AB) mit Begleiter von spaumltem Sptyp (G K M)

X-ray Beobachtungen mit ROSAT(Schmitt et al 1993 Huelamo et al 2000)

bull Begleiter emittieren X-rays

bull viele Systeme nicht aufloumlsbar (ROSAT HRI 5ldquo ROSAT PSPC 20ldquo)

bull ca 13 der Primaumlrsterne detektiert

Dynamo wird unwirksam bei SpT ~ A7F3Aber X-rays beobachtet von spaumlten-Bfruumlhen-A Sternen (Caillault amp Zoonematkermani 1989 Schmitt et al 1993 Berghoumlfer et al 1996 Huumlnsch et al 1998)

kuumlhle Begleiter

Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse

Huelamo et al 2000X-rays from Lindroos systems

Lg(L x

L bol )=

-7

win

d-driv

en X-ra

y so

urces

Empirisch heisse Sterne lg(Lx Lbol )= -7 kuumlhle Sterne lg(Lx Lbol)= -3-4

1 Adaptive Optik Beobachtungen (Suche nach kuumlhlen Begleitern)ADONIS36m ESO

Hubrig et al (2001) 49 X-ray B-Sterne19 BegleiterHuelamo et al (2001) 3 X-ray B-Sterne1 BegleiterShatsky amp Tokovinin(2002) 115 OB-Sterne 96 Begleiter

NICS36m TNGLa Palma 3 Naumlchte im Aug 03 und Jan 04 (~20 A-Sterne am Nordhimmel)

2 X-ray Nachfolgebeob mit hoher raumluml Aufloumlsung (Lokalisierung der X-ray Quelle)ChandraACIS ~ 1ldquo

Stelzer et al 2003 AampA 4075 ldquoeigeneldquo AB Sterne + ca 20 AB Sterne aus Chandra-Archiv

1 IR Spektroskopie von BA Sternen (Suche nach engeren Begleitern)Pilot-Studie NTTSofI 2002(PI Huelamo)

2 IR Spektroskopie von Begleitern (Natur der Begleiter )beantragt am VLT April 2004(PI Hubrig)

Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer MasseBeobachtungs-Strategie

K-band

A

C+D

X-rays von Begleitern B + C

Keine X-rays von Primaumlrstern A

Vorlaumlufiges Ergebnis (Stelzer et al 2003 AampA 407)

Von 5 Systemen mit IR Begleitern X-rays von4 (+1) der IR Begleiter2 B-Sterne (1 spektroskopischer Doppelstern)

ACIS-S

ADONIS

C

A

Huelamo unpublished

Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer MasseAO und X-ray Imaging

Companion-Hypothesebestaumltigt

Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer MasseX-ray Eigenschaften

simuliert Chandrabasierend auf ROSAT Parametern

beobachtet Chandra

ROSAT Temperatur zu niedrig Leuchtkraft zu hoch

Spektrum ist noumltig um Plasmaparameter abzuleiten

Spektren derAB-Sterne undder (kuumlhlen) Begleiterverschieden

Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen

cTTS

Class II

wTTS

Class III

1057 a 1067 a

Klassische und weak-line TTSrepraumlsentieren verschiedene Evolutionsstufenaber haben aumlhnliches Alterauf individueller Basis

TTS = kuumlhle Vorhauptreihensterne Braune Zwerge = Objekte mit Masse zu gering fuumlr H-Brennen

Tracks aus Burrows et al (1997)

Das substellare Limit haumlngt vom Alter ab Junge BZ bei SpT~M6M7Alte BZ wandert zu spaumlteren SpT (kuumlhlerer Oberflaumlchentemp)

Taurus-Auriga

wTTS in Taurus-Aurigazeigen staumlrkereX-ray Emission alscTTS wie in Orion (Flaccomio et al 2002)

aberkein Unterschied in Lx

von cTTS und wTTS inCha (Feigelson et al 1993)

R Oph (Grosso et al 2000)

IC 348 (Preibisch amp Zinnecker 2001)

Rolle des Drehimpuls Stelzer amp Neuhaumluser 2001 AampA 377

Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen ZwergenX-ray Leuchtkraftfunktionen von TTS

Vorhauptreihen-Sterne

Spaumlte Hauptreihen-Sterne Lx ~ (v sini)2 Pallavicini et al (1981)

Korrelation zwischen Lx und Prot

in Taurus-Auriga(Neuhaumluser et al 1995Stelzer amp Neuhaumluser 2001)

aber keine Korrelation in Orion(Flaccomio et al 2002)

Zusammenhang mitDrehimpulsentwicklung bull schnell rotierende wTTSbull langsam rotierende cTTS (disk-locking)

bdquoAlterldquo der Sternentstehungsregion

Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen ZwergenRotations-Aktivitaumlts Beziehung

gibt Aufschluss uumlber den Dynamomechanismus

Spaumlte Hauptreihen-Sterne

LxLbol ~ 1RO2 Pizzolato et al (2003)

Vorhauptreihen-Sterne + Braune Zwerge

(A) 2 ndash Dynamo (falls keine diff Rotation

rotationsabhaumlngig)

(B) turbulenter Dynamo (fluktuierendes Feld nicht rotationsabhaumlngig und kleinskalig)

1

(A) X-ray Beobachtungen

(B) Suche nach RotationsperiodenCalar Alto 22m 13nESOChile NTT(36m) 4nKitt Peak 24m 5nLick 3m


Convturnover time aus Entwicklungsrechnungen (eg Ventura et al 1998)

RO = PRot τconv

Rotationsperioden aus photometrischem Monitoring

-EffektDiffusion

Ω-EffektDiffusionND = ~ 1R0

2


ROSAT Detektion von BZ in ChaI(Neuhaumluser amp Comeron 1998)

30 ksec XMM-pointing in ChaI(Stelzer Micela amp Neuhaumluser 2004 AampA in press)

bull Bestaumltigt ROSAT Detektionenbull ChaHa41011 aufgeloumlstbull Lightkurven (flares auf 2 BZ) und SpektrenKein dramatischer Unterschied zu TTS

6 BZs or BZ Kandidaten detektiert

Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen ZwergenX-rays von Braunen Zwergen in Cha I

Chandra AO6 beantragt Maumlrz 20043 nahe (lt10 pc)H-emittierende M8M9 ZwergeUntersuchung des Zusammenhangschromosph+koronaler Emission

Chandra AO5 geplant fuumlr 20043 BZ Begleiter zu Hauptreihensternen von unterschiedlichem AlterUntersuchung des Teff Alter Parameterraum

Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen ZwergenZukuumlnftige X-ray Beobachtungen von BZ

ZAMS dM1e+dM1e

post TTS (40 Myr) dM1

Pre-MS (10 Myr) K7

X-ray Spektren mit hoher Aufloumlsung (EΔE ~ 1000)Identifikation von individuellen Emissionslinien

Hochaufgeloumlste X-ray Spektroskopie von stellaren KoronenInstrumentelle Verbesserungen

bull starker Sauerstoff in allen jungen Sternenbull starkes Neon schwaches Eisen auf der Vorhauptreihe (TW Hya)

Porquet et al (2000)

Die Dichtediagnostik R fi

=r =i

=f

Hochaufgeloumlste X-ray Spektroskopie von stellaren KoronenHe-aumlhnliche Ionen als Plasmadiagnostik

Plasma im koronalen GleichgewichtKollissionsanregung + Strahlungabregung

low-density limit

Kollisionsanregungvon 3S nach 3P

OVII

UV Strahlungsfeld kann hohe ne vortaumluschen

Hochaufgeloumlste X-ray Spektroskopie von stellaren KoronenOVII Triplett R-Verhaumlltnis

YY Gem ndash ZAMS Stern

338 +- 057324 +- 082(Stelzer et al 2002 AampA 392)

ne lt 2 1010 cm-3

Low density

TW Hya ndash klassischer TTS

006 +- 003 (Stelzer amp Schmitt 2004 AampA 418)

054 (Kastner et al 2002)

ne gt 1012 cm-3

High density

XMM

Chandra

X-ray Emission von einem von staubbildenden Elementen abgereichertem Akkretionsshock

1 ElementhaumlufigkeitenMetalldefizit ausser Ne

2 Dichte 2 Groumlssenordnungen houmlher als andere Sterne3 Temperaturstruktur weiches acuteisothermesacute Spektrum4 Variabilitaumlt abwesend oder irregulaumlr

Test auf anderen cTTS XMM-Newton Beobachtung von BP Tau July 2004 (PI Schmitt)

Hochaufgeloumlste X-ray Spektroskopie von stellaren KoronenIst TW Hya eine einzigartige stellare X-ray Quelle

(Sub)stellare Magnetische Aktivitaumlt

STERNE

BRAUNE ZWERGE

KoordinierteMulti-Beobachtungen

Ursprung von X-raysder BA-Sterne

HuelamoHubrig (ESO Chile)Zinnecker (Potsdam)

Schmitt (Hamburg)

Variabilitaumltsstudiedes wTTS V410TauFernandez (Granada)

XMM Chandra Calar Alto ESO Mt Maidanak Kitt Peak

KORONAX-ray radio

Hoch-aufgeloumlsteX-ray Spektroskopie

ChromosphaumlrePhotosphaumlre(optischHspots)

X-rays und Alter Temperatur Rotation

10^57 a 10^8 a gt10^9 a

STERNENTSTREGIONENS OriTaurusCha I+IIOrion

OFFENE HAUFENPlejadenNGC2362

FELDDenis J 1228

Micela Flaccomio (Palermo) Feigelson (Penn State) Neuhaeuser (Jena)

Photometr MonitoringSuche nach Rotations-

perioden (Flecken)

Jayawardhana (Michigan)Billeres (ESO Chile)

Opt follow-upof X-ray sources

Rotations-Aktivitaumlts Bez



Hochaufgeloumlste X-ray Spektroskopie von stellaren Koronenbull wTTS TWA-5b XMM beobachtet Datenanalyse durch Argiroffi et albull cTTS BPTau XMM geplant fuumlr Juli 2004 (PI Schmitt)

bull BZ untersch Alters und Temperatur Chandra geplant 2004bull Halpha emittierende VLM Sterne und BZ Chandra beantragtbull Cha II SOri Sternentstehungsregion XMM beobachtetbull OptFollow-up von X-ray Quellen in TW Hya Daten fuumlr Diplomarbeit bereitbull OptFollow-up von X-ray Quellen in Cha I und Cha II ESO beantragtbull photometr Monitoring in versch Sternentstehungsregionen Daten fuumlr Doktorarbeit bereit

Multiwellenlaumlngen-Kampagnen fuumlr aktive Sternebull wTTS V410Tau Kampagne Nov 2001 Stelzer et al 2003 AampA 411 Fernandez et al AampA submbull wTTS V410Tau Kampagne Nov 2003 Daten bereit

bull bdquopinpointing the X-ray sourceldquo Chandra 5 + 20 B-Sterne beobachtetbull AO Suche nach Begleitern 3 Naumlchte beobachtet ( ~ 20 Sterne)bull IR Spektroskopie Suche nach Begleitern Pilot-Studiebull IR Spektroskopie Natur der Begleiter ESO beantragtbull Koronen auf roAp Sternen Chandra beantragt

Daten fuumlr Doktorarbeitbereit

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Magnetische Aktivitaumlt Emission von Strahlung und Beschleunigung von Teilchen infolge Energiefreisetzung durch das Magnetfeld

SONNEMagnetfeldraumlumlich koinzident mitHochenergieemission

(A) RUHE-EMISSIONpermanenter Untergrund

(B) FLARESdynamische Prozesse

KORONA

CHROMOSPHAumlRE

PHOTOSPHAumlRE

TRANSITIONREGION

1-20 MK X-rays

100000 K EUV

10000 K UV H

6000 K visuell










B

j



=0 Ω

Btor BtorBpol Bpol



2 Braune Zwerge




Wind shocks

keine X-rays

O B A F G K M L


M3A7B5


-dynamo turb dynamo



Hauptreihe

H-Brennen


T Tauri

sub-s

tella

r B

raune Z

werg

e







kuumlhle Begleiter



Lg(L x

L bol )=

-7

win

d-driv

en X-ra

y so

urces










K-band

A

C+D





ACIS-S

ADONIS

C

A

Huelamo unpublished





beobachtet Chandra





cTTS

Class II

wTTS

Class III

1057 a 1067 a





Taurus-Auriga























1





RO = PRot τconv


-EffektDiffusion


2










ZAMS dM1e+dM1e


Pre-MS (10 Myr) K7






=r =i

=f



low-density limit


OVII





ne lt 2 1010 cm-3

Low density




ne gt 1012 cm-3

High density

XMM

Chandra







STERNE

BRAUNE ZWERGE




Schmitt (Hamburg)



KORONAX-ray radio




10^57 a 10^8 a gt10^9 a



FELDDenis J 1228



perioden (Flecken)











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B

j



=0 Ω

Btor BtorBpol Bpol



2 Braune Zwerge




Wind shocks

keine X-rays

O B A F G K M L


M3A7B5


-dynamo turb dynamo



Hauptreihe

H-Brennen


T Tauri

sub-s

tella

r B

raune Z

werg

e







kuumlhle Begleiter



Lg(L x

L bol )=

-7

win

d-driv

en X-ra

y so

urces










K-band

A

C+D





ACIS-S

ADONIS

C

A

Huelamo unpublished





beobachtet Chandra





cTTS

Class II

wTTS

Class III

1057 a 1067 a





Taurus-Auriga























1





RO = PRot τconv


-EffektDiffusion


2










ZAMS dM1e+dM1e


Pre-MS (10 Myr) K7






=r =i

=f



low-density limit


OVII





ne lt 2 1010 cm-3

Low density




ne gt 1012 cm-3

High density

XMM

Chandra







STERNE

BRAUNE ZWERGE




Schmitt (Hamburg)



KORONAX-ray radio




10^57 a 10^8 a gt10^9 a



FELDDenis J 1228



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2 Braune Zwerge




Wind shocks

keine X-rays

O B A F G K M L


M3A7B5


-dynamo turb dynamo



Hauptreihe

H-Brennen


T Tauri

sub-s

tella

r B

raune Z

werg

e







kuumlhle Begleiter



Lg(L x

L bol )=

-7

win

d-driv

en X-ra

y so

urces










K-band

A

C+D





ACIS-S

ADONIS

C

A

Huelamo unpublished





beobachtet Chandra





cTTS

Class II

wTTS

Class III

1057 a 1067 a





Taurus-Auriga























1





RO = PRot τconv


-EffektDiffusion


2










ZAMS dM1e+dM1e


Pre-MS (10 Myr) K7






=r =i

=f



low-density limit


OVII





ne lt 2 1010 cm-3

Low density




ne gt 1012 cm-3

High density

XMM

Chandra







STERNE

BRAUNE ZWERGE




Schmitt (Hamburg)



KORONAX-ray radio




10^57 a 10^8 a gt10^9 a



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kuumlhle Begleiter



Lg(L x

L bol )=

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win

d-driv

en X-ra

y so

urces










K-band

A

C+D





ACIS-S

ADONIS

C

A

Huelamo unpublished





beobachtet Chandra





cTTS

Class II

wTTS

Class III

1057 a 1067 a





Taurus-Auriga























1





RO = PRot τconv


-EffektDiffusion


2










ZAMS dM1e+dM1e


Pre-MS (10 Myr) K7






=r =i

=f



low-density limit


OVII





ne lt 2 1010 cm-3

Low density




ne gt 1012 cm-3

High density

XMM

Chandra







STERNE

BRAUNE ZWERGE




Schmitt (Hamburg)



KORONAX-ray radio




10^57 a 10^8 a gt10^9 a



FELDDenis J 1228



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K-band

A

C+D





ACIS-S

ADONIS

C

A

Huelamo unpublished





beobachtet Chandra





cTTS

Class II

wTTS

Class III

1057 a 1067 a





Taurus-Auriga























1





RO = PRot τconv


-EffektDiffusion


2










ZAMS dM1e+dM1e


Pre-MS (10 Myr) K7






=r =i

=f



low-density limit


OVII





ne lt 2 1010 cm-3

Low density




ne gt 1012 cm-3

High density

XMM

Chandra







STERNE

BRAUNE ZWERGE




Schmitt (Hamburg)



KORONAX-ray radio




10^57 a 10^8 a gt10^9 a



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ACIS-S

ADONIS

C

A

Huelamo unpublished





beobachtet Chandra





cTTS

Class II

wTTS

Class III

1057 a 1067 a





Taurus-Auriga























1





RO = PRot τconv


-EffektDiffusion


2










ZAMS dM1e+dM1e


Pre-MS (10 Myr) K7






=r =i

=f



low-density limit


OVII





ne lt 2 1010 cm-3

Low density




ne gt 1012 cm-3

High density

XMM

Chandra







STERNE

BRAUNE ZWERGE




Schmitt (Hamburg)



KORONAX-ray radio




10^57 a 10^8 a gt10^9 a



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beobachtet Chandra





cTTS

Class II

wTTS

Class III

1057 a 1067 a





Taurus-Auriga























1





RO = PRot τconv


-EffektDiffusion


2










ZAMS dM1e+dM1e


Pre-MS (10 Myr) K7






=r =i

=f



low-density limit


OVII





ne lt 2 1010 cm-3

Low density




ne gt 1012 cm-3

High density

XMM

Chandra







STERNE

BRAUNE ZWERGE




Schmitt (Hamburg)



KORONAX-ray radio




10^57 a 10^8 a gt10^9 a



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cTTS

Class II

wTTS

Class III

1057 a 1067 a





Taurus-Auriga























1





RO = PRot τconv


-EffektDiffusion


2










ZAMS dM1e+dM1e


Pre-MS (10 Myr) K7






=r =i

=f



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OVII





ne lt 2 1010 cm-3

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XMM

Chandra







STERNE

BRAUNE ZWERGE




Schmitt (Hamburg)



KORONAX-ray radio




10^57 a 10^8 a gt10^9 a



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Taurus-Auriga























1





RO = PRot τconv


-EffektDiffusion


2










ZAMS dM1e+dM1e


Pre-MS (10 Myr) K7






=r =i

=f



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ne lt 2 1010 cm-3

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BRAUNE ZWERGE




Schmitt (Hamburg)



KORONAX-ray radio




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1





RO = PRot τconv


-EffektDiffusion


2










ZAMS dM1e+dM1e


Pre-MS (10 Myr) K7






=r =i

=f



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OVII





ne lt 2 1010 cm-3

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Chandra







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Schmitt (Hamburg)



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=r =i

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BRAUNE ZWERGE




Schmitt (Hamburg)



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Chandra







STERNE

BRAUNE ZWERGE




Schmitt (Hamburg)



KORONAX-ray radio




10^57 a 10^8 a gt10^9 a



FELDDenis J 1228



perioden (Flecken)











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wo liegen die grenzen stellarer dynamos ? ursprung und natur von hochenergie-emission auf b-sternen,...

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