wo liegen die grenzen stellarer dynamos ? ursprung und natur von hochenergie-emission auf b-sternen,...
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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
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen ZwergenRotations-Aktivitaumlts Beziehung
Convturnover time aus Entwicklungsrechnungen (eg Ventura et al 1998)
RO = PRot τconv
Rotationsperioden aus photometrischem Monitoring
-EffektDiffusion
Ω-EffektDiffusionND = ~ 1R0
2
gibt Aufschluss uumlber den Dynamomechanismus
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
Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen
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
- Slide 1
- Slide 2
- Slide 3
- Slide 4
- Slide 5
- Slide 6
- Slide 7
- Slide 8
- Slide 10
- Slide 11
- Slide 13
- Slide 14
- Slide 15
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- Slide 18
- Slide 19
- Slide 20
- Slide 22
- Slide 23
-
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
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen ZwergenRotations-Aktivitaumlts Beziehung
Convturnover time aus Entwicklungsrechnungen (eg Ventura et al 1998)
RO = PRot τconv
Rotationsperioden aus photometrischem Monitoring
-EffektDiffusion
Ω-EffektDiffusionND = ~ 1R0
2
gibt Aufschluss uumlber den Dynamomechanismus
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
Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen
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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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
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen ZwergenRotations-Aktivitaumlts Beziehung
Convturnover time aus Entwicklungsrechnungen (eg Ventura et al 1998)
RO = PRot τconv
Rotationsperioden aus photometrischem Monitoring
-EffektDiffusion
Ω-EffektDiffusionND = ~ 1R0
2
gibt Aufschluss uumlber den Dynamomechanismus
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
Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen
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
- Slide 1
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-
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
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen ZwergenRotations-Aktivitaumlts Beziehung
Convturnover time aus Entwicklungsrechnungen (eg Ventura et al 1998)
RO = PRot τconv
Rotationsperioden aus photometrischem Monitoring
-EffektDiffusion
Ω-EffektDiffusionND = ~ 1R0
2
gibt Aufschluss uumlber den Dynamomechanismus
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
Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen
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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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
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen ZwergenRotations-Aktivitaumlts Beziehung
Convturnover time aus Entwicklungsrechnungen (eg Ventura et al 1998)
RO = PRot τconv
Rotationsperioden aus photometrischem Monitoring
-EffektDiffusion
Ω-EffektDiffusionND = ~ 1R0
2
gibt Aufschluss uumlber den Dynamomechanismus
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
Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen
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
- Slide 1
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-
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
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen ZwergenRotations-Aktivitaumlts Beziehung
Convturnover time aus Entwicklungsrechnungen (eg Ventura et al 1998)
RO = PRot τconv
Rotationsperioden aus photometrischem Monitoring
-EffektDiffusion
Ω-EffektDiffusionND = ~ 1R0
2
gibt Aufschluss uumlber den Dynamomechanismus
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
Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen
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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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
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen ZwergenRotations-Aktivitaumlts Beziehung
Convturnover time aus Entwicklungsrechnungen (eg Ventura et al 1998)
RO = PRot τconv
Rotationsperioden aus photometrischem Monitoring
-EffektDiffusion
Ω-EffektDiffusionND = ~ 1R0
2
gibt Aufschluss uumlber den Dynamomechanismus
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)
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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
Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen
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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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
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen ZwergenRotations-Aktivitaumlts Beziehung
Convturnover time aus Entwicklungsrechnungen (eg Ventura et al 1998)
RO = PRot τconv
Rotationsperioden aus photometrischem Monitoring
-EffektDiffusion
Ω-EffektDiffusionND = ~ 1R0
2
gibt Aufschluss uumlber den Dynamomechanismus
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
Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen
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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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
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen ZwergenRotations-Aktivitaumlts Beziehung
Convturnover time aus Entwicklungsrechnungen (eg Ventura et al 1998)
RO = PRot τconv
Rotationsperioden aus photometrischem Monitoring
-EffektDiffusion
Ω-EffektDiffusionND = ~ 1R0
2
gibt Aufschluss uumlber den Dynamomechanismus
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
Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen
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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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
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen ZwergenRotations-Aktivitaumlts Beziehung
Convturnover time aus Entwicklungsrechnungen (eg Ventura et al 1998)
RO = PRot τconv
Rotationsperioden aus photometrischem Monitoring
-EffektDiffusion
Ω-EffektDiffusionND = ~ 1R0
2
gibt Aufschluss uumlber den Dynamomechanismus
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
Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen
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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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
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen ZwergenRotations-Aktivitaumlts Beziehung
Convturnover time aus Entwicklungsrechnungen (eg Ventura et al 1998)
RO = PRot τconv
Rotationsperioden aus photometrischem Monitoring
-EffektDiffusion
Ω-EffektDiffusionND = ~ 1R0
2
gibt Aufschluss uumlber den Dynamomechanismus
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
Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen
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
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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
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen ZwergenRotations-Aktivitaumlts Beziehung
Convturnover time aus Entwicklungsrechnungen (eg Ventura et al 1998)
RO = PRot τconv
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-EffektDiffusion
Ω-EffektDiffusionND = ~ 1R0
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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
Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen
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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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
Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen
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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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
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TW Hya ndash klassischer TTS
006 +- 003 (Stelzer amp Schmitt 2004 AampA 418)
054 (Kastner et al 2002)
ne gt 1012 cm-3
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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
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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
Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen
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
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ZAMS dM1e+dM1e
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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
Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen
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
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Plasma im koronalen GleichgewichtKollissionsanregung + Strahlungabregung
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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)
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TW Hya ndash klassischer TTS
006 +- 003 (Stelzer amp Schmitt 2004 AampA 418)
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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
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Hochaufgeloumlste X-ray Spektroskopie von stellaren KoronenIst TW Hya eine einzigartige stellare X-ray Quelle
(Sub)stellare Magnetische Aktivitaumlt
STERNE
BRAUNE ZWERGE
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XMM Chandra Calar Alto ESO Mt Maidanak Kitt Peak
KORONAX-ray radio
Hoch-aufgeloumlsteX-ray Spektroskopie
ChromosphaumlrePhotosphaumlre(optischHspots)
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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
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YY Gem ndash ZAMS Stern
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ne gt 1012 cm-3
High density
XMM
Chandra
X-ray Emission von einem von staubbildenden Elementen abgereichertem Akkretionsshock
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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
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STERNE
BRAUNE ZWERGE
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XMM Chandra Calar Alto ESO Mt Maidanak Kitt Peak
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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
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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
Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen
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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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
Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse
Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen
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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Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen
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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