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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. Flares. Magnetische Aktivität. Soft X-rays. ... 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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  1. Wo liegen die Grenzen Stellarer Dynamos ? Ursprung und Natur von Hochenergie-Emission auf B-Sternen, Braunen Zwergen und T Tauri Sternen Beate Stelzer

  2. Flares Magnetische Aktivität.... Soft X-rays ... Emission von Strahlung und Beschleunigung von Teilchen infolge Energiefreisetzung durch das Magnetfeld KORONA cm-Kontinuum hard X-rays SONNE: Magnetfeld räumlich koinzident mit Hochenergieemission: CHROMOSPHÄRE 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 The stellar dynamo in 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)IR Spektroskopie • Braune ZwergeROSAT+XMM Imaging • (hohe Empfindlichkeit)photometrisches Monitoring • Aktivität/Akkretion auf TTShoch-aufgelösteX-ray Spektroskopie(Emissionslinien-Diagnostik) • Einzelne aktive SterneMultiwellenlängen-Beob.(Zus.hang zw. verschiedenenatmosph. Schichten) Vor-Hauptreihe: Kontraktion+Akkretion T Tauri Hauptreihe: H-Brennen sub-stellar: Braune Zwerge

  5. 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) • auf der Vorhauptreihe • 78 visuelle Doppelsterne identifiziert (Lindroos 1986) • „physikalische“ Natur der Begleiter unklar • (Pallavicini et al. 1992) • X-ray Beobachtungen mit ROSAT: • von 7 Systemen mit ROSAT HRI • ca. die Hälfte der Primästerne detektiert • (Schmitt et al. 1993) • von 47 Systemen mit ROSAT PSPC(Huelamo et al. 2000) Lg(Lx /Lbol )= -7 wind-driven X-ray sources 5“ Huelamo et al. 2000: X-rays from Lindroos systems 20“

  6. Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse Beobachtungs-Strategie K-band • Adaptive Optik Beobachtungen: Suche nach kühlen BegleiternADONIS/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 Palma 3 Nächte im Aug 03 und Jan 04 (~20 Sterne) • X-ray Nachfolgebeob. mit hoher räuml. AuflösungChandra/ACIS: ~ 1“Stelzer et al. 2003, A&A 407 • IR Spektroskopie von B/A Sternen (Suche nach engeren Begleitern)Pilot-Studie NTT/SofI, 2002 (PI Huelamo) • IR Spektroskopie von Begleitern • beantragt am VLT, April 2004 (PI Hubrig) C+D C A Name SpT Expo. AO3 HD 1685 AB B9 2.4 HD 123445 ABCD B9 2.3 UCL; L HD 133880 AB B8 2.4 UCL HD 169978 AB B7 2.4 Archiv HD 113703 ABC B5 12 LCC;L AO4 HD 32964 AB B9 2.4 HD 73952 AB B8 7.6 HD 110073 AB B8 2.1 HD 134837 AB B8 3.0 UCL HD 134946 AB B8 2.4 Archiv 10 Sterne unpubl. + 10 Sterne publ.

  7. Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse AO und X-ray Imaging ACIS-S HD 113703 A – B = 11.5“ (L) A – C = 1.6“ X1 – A = 1.4“ X1 – C = 0.2“ X2 – B = 0.3“ X-rays B + C Keine X-rays von A ADONIS C A Huelamo, unpublished Companion- Hypothese bestätigt 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 !

  9. 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)

  10. cTTS Class II wTTS Class III 105...7 a 106...7 a Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen TTS = kühle Vorhauptreihensterne Klassische und weak-line TTS repräsentieren verschiedene Evolutionsstufen, aber haben ähnliches Alter auf individueller Basis

  11. 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 ! Sensitivität von pointierten Beobachtungen um ~ 2 Grössenordnungen verbessert im Vergleich zum RASS 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) Stelzer & Neuhäuser 2001, A&A 377

  12. Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen Braune Zwerge = Objekte mit Masse zu klein für H-Brennen Das substellare Limit hängt vom Alter ab ! Vorhauptreihe: substellares Limit bei SpT~M6/M7 Ältere Objekte: substellares Limit wandert zu späteren SpT Vorhauptreihen-BDs/BDCs in Sternentstehungsregionen Neuhäuser & Comeron 1998.... ROSAT .....Preibisch & Zinnecker 2002 Chandra TWA-5B ~ 12 Myrs -3.4 Tsuboi et al., 2003 Chandra Roque 9 ~ 125 Myrs < -2.5 Briggs & Pye 2003 XMM LP 944-20 ~ 500 Myrs -3.7 (<-6.3) Rutledge et al., 2000 Chandra Martin & Bouy 2002 XMM PMS BDs/BDCs in SOri and Taurus Mokler & Stelzer 2002 ROSAT in Cha I Stelzer et al., 2004 XMM CFHT-Pl 12 ~ 125 Myrs XMM Denis J1228-1547: > 1 Gyr XMM Tracks from Burrows et al. (1997)

  13. 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 Emissionsprozess: • Akkretion versus Aktivität • Natur des 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) • Korrelation durch 2 Populationen ? • saturierte nicht-akkretierende • Sterne (wTTS) • unsaturierte akkretierende Sterne (cTTS)

  14. 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

  15. 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

  16. 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

  17. GSC Stern XMM Quelle ROSAT Quelle Suche nach neuen T Tauri Sternen und Braunen Zwergen Opt.Nachfolgebeobachtungen von XMM-Quellen im TW Hya Feld Alle ROSAT Quellen falsch identifiziert; echte Counterparts bislang unbekannt ESO: NTT/SofI + 2.2m/WfI IR und opt. Imaging(April 2003)

  18. 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 EPICXMM RGSChandra 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

  19. 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 !

  20. YY Gem – ZAMS Stern 3.38 +- 0.57 3.24 +- 0.82 (Stelzer et al. 2002, A&A 392) 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)

  21. 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 YY Gem – ZAMS Stern 3.38 +- 0.57 3.24 +- 0.82 (Stelzer et al. 2002, A&A 392) ne < 2 1010 cm-3

  22. Hochaufgelöste X-ray Spektroskopie von stellaren Koronen XMM/RGS Zählratenspektren ZAMS dM1e+dM1e post TTS (40 Myr) dM1 Pre-MS (10 Myr) K7 • starker Sauerstoff in allen jungen Sternen • starkes Neon, schwaches Eisen auf der Vorhauptreihe ! (TW Hya)

  23. 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)

  24. 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

  25. 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)

  26. 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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