Die Entstehung und Entwicklung von Galaxien wie unserer Milchstraße wird wesentlich durch einen Materiekreislauf zwischen Sternen und dem umgebenden interstellaren Medium (ISM) bestimmt. Am Anfang dieses Zyklus steht das Gas einer Molekülwolke, in der sich durch lokale Verdichtungen Gravitationsinstabilitäten ausbilden, die schließlich zur Fragmenta-tion der Wolke und zum protostellaren Kollaps einzelner Materieklumpen führen. Man geht heute davon aus, dass der protostellare Kern in eine ihn umgebende Akkre-tionsscheibe eingebettet ist, aus der durch Massenzufuhr ein junger Stern, und in vielen Fällen wahrscheinlich auch Planeten, gebildet werden. Der weitere Verlauf hängt von der Masse des Protosterns ab. Unterhalb von 0.08 Sonnenmassen können stellare Energieverluste nur unvollständig durch Kernreaktionen kompensiert werden; man spricht dann von einem Braunen Zwerg. Bei höheren Massen kommt es bereits während der Hauptreihenphase des Sterns, durch einen stellaren Wind sowie der Abstrahlung von UV-Photonen, zu einer Wechselwirkung mit dem umgebenden ISM, die zur Bildung einer Sternwindblase bzw. zu einer HII Region führt, wodurch dem ISM Energie zugeführt wird. In der Endphase der Sternentwicklung kann der gravitative Kollaps nicht mehr durch Kernfusionsprozesse aufgehalten werden, und es kommt bei Sternen mit einer Masse oberhalb von etwa 8 Sonnenmassen zu einer Supernova-Explosion, in der die äußere Hülle (sog. Ejekta) mit chemisch angereicherter Materie in das ISM ausgeworfen wird. Dabei werden aufgrund der hohen Temperatur und der kinetischen Energie der Ejekta starke Stoßwellen sowohl in die Ejekta als auch in das ISM getrieben, so dass am Rand des Supernova-Überrests Gas aufgeschoben und komprimiert wird, und hier sehr wahrscheinlich auch hochenergetische Teilchen (sog. Kosmische Strahlung) beschleunigt werden. Die Expansion solcher Supernova-Überreste bzw. Superblasen, falls in einer Region mehrere Supernovae räumlich und zeitlich korreliert explodieren, sorgt einerseits für eine Heizung des ISM und andererseits durch Anreicherung mit schweren Elementen für eine effizientere Strahlungskühlung, so dass sich das Gas lokal wieder stärker verdichten kann. Damit ist der Materiekreislauf geschlossen, und es können weitere Sterngenerationen in der Galaxie entstehen. Die kompakten Überreste von Supernovae, Neutronensterne und schwarze Löcher, entziehen dem Kreislauf nur einen vergleichsweise kleinen Teil der Masse; wegen ihrer außergewöhnlichen Eigenschaften beschäftigt sich allerdings besonders die Hochenergie- und relativistische Astrophysik intensiv mit diesen kompakten Stern-Überresten.
The
origin and evolution of galaxies like our Milky Way is mainly determined by a
matter cycle between stars and the ambient interstellar medium (ISM). At the
beginning of the cycle there is gas in a molecular cloud, in which local
density enhancements lead to gravitational instabilities and subsequently to
a fragmentation of the cloud and to protostellar collapse. It is generally
believed that the protostellar core is embedded in a surrounding accretion
disk, which feeds the young stellar object. It should also be common that in
such a disk planets are formed. Further evolution depends on the mass of the
proto star. If the proto star has a mass below 0.08 solar masses the central
temperature is too low to sustain continuous hydrogen burning, and we are
left with a brown dwarf. Stars with higher masses emit a stellar wind and UV
photons during their main sequence lifetime, which interact with the surrounding
ISM, forming wind bubbles and HII regions, respectively, and thus feed energy
into the ISM. Stars with masses in excess of about 8 solar masses cannot
sustain gravitational collapse by nuclear fusion processes during their final
stage of evolution and therefore expel their outer layers (ejecta) in a
supernova explosion. The ejecta are chemically enriched and pollute the ISM.
Due to their high temperature and kinetic energy a shock wave is driven into
the ejecta and the ISM, which sweeps up and compresses the gas, and most
probably also accelerates high energy particles (cosmic rays). The expansion
of supernova remnants and superbubbles (in case of spatial and temporal
correlation of supernovae) heats the ISM, whereas the enrichment by heavy elements
increases the rate of radiative cooling of the gas, thereby promoting local
density enhancements. Thus the matter cycle is closed and further generations
of stars can be born. The compact remnants of supernovae, neutron stars and
black holes extract only a relatively small amount of mass from this cycle,
but their exceptional properties make them an important field of research in
high energy and relativistic astrophysics.
Im Folgenden werden die neuesten Ergebnisse von Schlüsselbeobachtungen und theoretischen Modellen aus den verschiedenen Stadien des Sternzyklus und ihrer engen Verzahnung mit dem ISM im Detail vorgestellt.
In
the following the latest results of key observations and processes of the
stellar cycle and its close relation to the ISM will be described in detail.
Fig. II-12: A ring of molecular gas, with a radius of about 0.5 light years, rotates with a speed of 110 km/s around the centre of the Galaxy. On the left is the molecular ring in HCN (1–0) emission with the observed ISO-SWS positions overlaid. On the right is the observed spectrum of position "southwest".
Eine der auffälligsten Strukturen in unmittelbarer Umgebung des galaktischen Zentrums ist ein beinahe vollständiger Ring aus molekularem Gas. Dieser Ring steht in enger Verbindung mit dem Kern der Galaxis und könnte einen Großteil der Materie liefern, die die Aktivität im Bereich des galaktischen Zentrums aufrechterhält. Um die Natur des molekularen Ringes besser zu verstehen, wurden zwei besonders auffällige Gebiete mit dem Short-Wavelength-Spectrometer (SWS) an Bord des ISO Infrarot-Satelliten genauer untersucht (Abb. II-12). Erstmalig wurden dabei vollständige Spektren über einen Wellenlängenbereich von 2.4 bis 45 mm von diesen Bereichen des molekularen Ringes gewonnen. In jeder der beobachteten Bereiche konnten ungefähr 20 H2 Linien, vor allem reine Rotationslinien nachgewiesen werden, deren Anregungsenergien einen Temperaturbereich von 500 bis fast 16000 Kelvin umfassen. Die so gewonnenen Daten konnten dazu verwendet werden, sehr genaue Aussagen über den physikalischen Zustand des sichtbaren, molekularen Wasserstoffs zu treffen. Die beobachteten Linien können außerdem dazu dienen, Modelle für die Extinktion der Infrarotstrahlung entlang der Sichtlinie zum galaktischen Zentrum zu überprüfen. Dabei wird ein bereits früher aus ISO-Beobachtungen am Zentrum der Milchstraße abgeleitetes Extinktionsgesetz von den H2 Emissionslinien aus dem Bereich des molekularen Ringes bestätigt.
In
the centre of the Galaxy one of the most conspicuous structures is a nearly
complete ring of predominantly molecular material. This molecular ring is
intimately connected with the Galactic nucleus and may be the reservoir of
gas that maintains the activity near the Galactic centre. To gain better
knowledge about this highly interesting region, two especially dense clumps
in the ring have been observed with the short wavelength spectrometer (SWS)
onboard the infrared satellite ISO (Fig. II-12). For the first time, a
full spectrum of these two molecular ring positions in the wavelength band of
2.4 to 45 µm was obtained. In both sources, we observed ~20 H2
lines, mostly pure rotational lines, which span a temperature range of 500 to
almost 16000K. With this data set, we are able to derive reliable estimates
of the physical conditions in the observed molecular hydrogen gas. In addition,
these lines are used to verify model predictions for the extinction of infrared
radiation in the ISM towards the Galactic centre. The data set agrees with an
extinction model that was empirically derived from ISO observations of atomic
hydrogen lines towards the centre of the Galaxy.
Beobachtungen im Radiobereich erlauben eine direkte Charakterisierung des physikalischen Zustands von sternerzeugenden, dichten Wolkenfragmenten. Mit Hilfe des NANTEN-Radioteleskops untersuchten wir 170 dichte Wolkenkerne in einigen nahen, vollständig kartierten Sternentstehungsregionen, die sich großteils am Südhimmel, in den Lupus- und Ophiuchus Sternentstehungsregionen befinden. Die Untersuchung der Wolkenkerne ergab in 75% der Fälle "sternlose Kerne", 20% erwiesen sich als "sternerzeugende Kerne" mit 1-4 jungen stellaren Objekten und 5% als "Sternhaufen-erzeugende Kerne", mit mehr als 4 neuen Sternen. Daraus ergibt sich, dass die meisten Kerne längere Zeit sternlos verbleiben. Eine Untersuchung des dynamischen Zustands der sternerzeugenden Kerne ergab, dass deren Eigengravitation die kinetische Energie der Strömung übersteigt, so wie das nach dem Abklingen von Turbulenz innerhalb der Wolkenkerne erwartet wird. Sternhaufenerzeugende Kerne befanden sich in Wolken deren Struktur eine Bugstoßwelle zeigt, also Hinweise auf Kompression von außen. Der äußere Druck auf Wolken und die Turbulenz in ihrem Inneren könnten deshalb die Hauptfaktoren in der Entwicklung von sternlosen Wolken zu sternerzeugenden Wolkenkernen sein.
Radio
observations allow the direct physical characterization of dense star forming
cloud fragments. We have surveyed 170 dense cores with the NANTEN radio telescope
towards several nearby and completely mapped star-forming regions, located
primarily in Lupus and Ophiuchus in the southern sky. They are classified
into three categories regarding the number of young stellar objects (YSOs)
associated with them, namely, no YSO (starless cores), 1-4 YSOs (star forming
cores), and more than 4 YSOs (cluster forming cores). The fractions of cores
in the three categories are 75%, 20%, and 5%, respectively. This shows that
most of the cores remain starless for a long time scale. Analysis of
dynamical stability of the cores reveals that the star forming cores have
relatively smaller kinetic energies than gravitational energies. This implies
that the dissipation of the turbulence in the cores leads to the onset of
collapse and results in star formation. We also found that the cluster
forming cores are located in the clouds whose structures show external shock
effects, i.e., cometary head-tail shapes. The external pressure and the
internal turbulence may be the key issue of the core evolution toward star
formation.
Lutz, Poglitsch, Raab, Tachihara
Theoretische Untersuchungen des Kollapses dichter interstellarer Molekülwolken sind notwendig um die Verbindung zwischen gut beobachtbaren Wolkenzuständen und den Eigenschaften junger Sterne herzustellen. Insbesondere stellt sich die Frage nach den aus dem protostellaren Kollaps resultierenden fundamentalen Eigenschaften junger Sterne wie Masse, Leuchtkraft und Radius. Erstmals wurde eine kohärente dynamische Studie der Wolkenfragmentation, des protostellaren Kollapses und der frühen Phasen der Sternentwicklung durchgeführt und abgeschlossen. Die Eigenschaften von jungen Sternen wurden als Konsequenz der Eigenschaften der Mutterwolke und der Strömungsdynamik strahlender Medien bestimmt. Die Masse, Leuchtkraft und Effektivtemperatur in der ersten Million Jahre unserer Protosonne ergeben sich aus der gravitativen Fragmentation einer Wolkenregion, die einen ganzen Haufen prästellarer Klumpen erzeugt. Das globale Verhalten der Wolke resultierte aus dreidimensionaler, isothermer Gasdynamik jedes der einzelnen Fragmente, aus ihrer Strahlungshydrodynamik in sphärischer Symmetrie unter Berücksichtigung des konvektiven Energietransports. Demnach hängen die stellaren und protostellaren Eigenschaften für Alter unterhalb einer Million Jahre vom anfänglichen Wolkenzustand ab. Danach ergeben sich Eigenschaften, die von den Details der Wolken unabhängig sind, jedoch erheblich von bisherigen Rechnungen abweichen, die Wolkenfragmentation und Kollaps unberücksichtigt lassen. Im Alter von einer Million Jahre ist unsere Sonne doppelt so hell und an der Oberfläche 500 Kelvin heißer als bisher angenommen (Abb. II-13).
Um die Prozesse bei der Bildung neuer Sterne besser zu verstehen, sind vor allem Aufnahmen mit möglichst hoher räumlicher Auflösung nötig. Für ein solches Sternsystem – Lk Ha 225 – sind uns mit der MPE/MPIA adaptiven Optik ALFA und unserem abbildenden Spektrometer 3D am Calar-Alto 3.5-m Teleskop die bisher schärfsten Aufnahmen im Infraroten gelungen. Damit konnten wir erstmalig die inneren Regionen dieses Doppelsternsystems im K-Band genauer untersuchen, und die Emission von den beiden Sternen klar voneinander trennen. Der hellste Stern in der Abb. II-14 diente uns hierzu als Referenzstern zur Korrektur der atmosphärisch induzierten Bildfehler mit der adaptiven Optik.
Progress
in better understanding embedded stars in young star-forming regions, such as
Lk Ha 225, is often hampered by
limited spatial resolution, which cannot probe small scales. Using the
MPE/MPIA adaptive optics system ALFA with the MPE 3D integral field spectrometer
at the Calar Alto 3.5-m telescope, we have obtained the highest spatial
resolution data to date in the near infrared for this system. The unique
ability of these instruments has allowed us to probe the inner binary region
in the K-band and for the first time to make clear distinctions between the
emission from the two stars. The optically brightest star in this cluster,
BD40+4124 (top centre in Fig. II-14), was used as the adaptive optics
guide star.
Fig. II-14: Left is the K-band image of the field around the Herbig Ae/Be star BD40+4124 (top centre). The double system Lk Ha 225, enlarged on the right, is the pair in the lower left of the image with an obvious arm of continuum emission curling between them. The H2 1-0 S(1) emission line map is shown on the far right.
Das dichteste Gas in der Region, der H2O Maser und das Zentrum der stellaren Ausflüsse befinden sich aber in der stark extinktierten Quelle Lk Ha 225 am unteren linken Rand der Abbildung. Die Beobachtungen mit 3D zeigen CO-Emission bei beiden Sternen. Überraschenderweise konnte aber keine Brg-Emission nachgewiesen werden, die sonst bei solchen Sternen üblich ist. Und obwohl die südliche Komponente ausgeprägte thermisch angeregte H2 Emissionslinien besitzt (rechte Abb. II-14), konnte kein solches Gas in der nördlichen Komponente nachgewiesen werden. Im Nordosten findet sich ein zweiter Knoten mit H2 Emission. Dieser Knoten besitzt eine stärkere nichtthermische Komponente, zeigt größere Linienbreiten, und die Geschwindigkeiten stimmen mit der der Maserstrahlung überein. All dies deutet darauf hin, dass dieser H2 Knoten eng mit dem Maser verknüpft ist.
The
densest gas, the H2O maser, and the outflow origin, all lie
towards the embedded sources of Lk Ha 225 (lower left).
Observations with 3D revealed CO emission towards each star. Surprisingly, in
contrast to other YSOs with CO emission, LK Ha 225 has no detectable
Brg emission. Additionally, (see the
right panel of Fig. II-14) there is no H2 detected from
the northern star, although strong H2 emission coincides with the
southern star, where it is excited primarily by thermal mechanisms. A second
knot of H2 observed to its northeast has a higher fraction of
non-thermal emission, broader line widths, and a velocity shift matching that
of the maser. This suggests that this knot of H2 emission is
associated with the maser.
Fig. II-15: The very young proto star VLA 1623 in 2.7 mm continuum emission. In the panels from left to right, the resolution is 7.65" x 3.80", 4.40" x 2.19", and 0.95" x 0.39". We conclude that this prototype Class 0 source is actually a binary system.
Noch jüngere Sterne sind selbst im Nahinfraroten nicht mehr sichtbar und müssen im Radiobereich beobachtet werden. Am BIMA Observatorium haben wir deshalb eine Durchmusterung von 24 jungen stellaren Objekten bei einer Wellenlänge von 2.7 mm durchgeführt, um das warme Gas in den jungen Sternen zu detektieren (Abb. II-15). Dies ist die erste systematische Suche nach der Emission von warmem Staub von solch jungen Sternen mit einer Auflösung von besser als 1" (Bogensekunde). Die maximale Winkelauflösung beträgt 0.4". Bei den sichtbaren T Tauri Sternen wird die Emission von einer kompakten (<1") zirkumstellaren Scheibe dominiert. In HL Tauri und DG Tauri konnten wir die Scheiben räumlich auflösen. Im Gegensatz dazu wird bei den eingebetteten Systemen die Kontinuumemission von ausgedehnten Staubhüllen dominiert und beträgt typischerweise > 85%. Eine einfache Abschätzung ergibt, dass in den T Tauri Sternen die zirkumstellare Materie 0.01–0.08 M¤ (Sonnenmassen) enthält. Bei den eingebetteten Systemen beträgt die zirkumstellare Masse 0.4–2.88 M¤. Alle beobachteten verhüllten Systeme sind Mehrfachsterne mit Abständen von weniger als 30". Je nach Abstand unterscheiden wir: Getrennte Hüllen (Abstand > 6500 AU), gemeinsame Hülle (Abstand 150–3000 AU) und gemeinsame Scheibe (Abstand < 100 AU). Diese drei Gruppen kann man mit den Fragmentationsprozessen während der Sternentstehung in Verbindung bringen: Die spontane Fragmentation der ursprünglichen Wolke erzeugt getrennte Hüllen, sphärische Systeme mit moderater zentraler Dichte führen zu gemeinsamen Hüllen, und die gemeinsamen Scheiben entstehen aus der Fragmentation von Scheiben mit hohem Drehmoment.
Still
younger stars are not even visible in the near infrared and must therefore be
observed in the radio. Using the BIMA observatory, we have conducted a survey
of 24 young stellar objects in 11 fields at a wavelength of 2.7 mm, tracing
the warm dust in young stars (Fig. II‑15). This is the first
subarcsecond survey of the dust continuum emission from young, embedded
stellar systems. The highest angular resolution is 0.4" (arcseconds).
The optically visible T Tauri stars have continuum emission dominated by
compact (<1") circumstellar disks. In the cases of HL Tauri and DG
Tauri, the disks are resolved. The embedded sources have continuum emission
dominated by the extended envelope, typically >85% of the millimetre emission.
In the deeply embedded systems, it is difficult to uniquely isolate the disk
emission component from the envelope extending inward to AU-sized scales.
Simple estimates of the circumstellar mass in the optical/infrared and
embedded systems are in the ranges 0.01–0.08 M¤ and 0.04–2.88
M¤, respectively. All of
the target embedded objects are in multiple systems with separations on
scales of 30" or less. Based on the system separation, we place the objects
in three categories: separate envelope (separation >6500 AU), common
envelope (separation 150–3000 AU), and common disk (separation
<100 AU). These three groups can be linked with fragmentation events
during the star formation process: separate envelopes from prompt initial
fragmentation and the separate collapse of a loosely condensed cloud, common
envelopes from fragmentation of a moderate, centralized and condensed
spherical system, and common disk from fragmentation of a high angular momentum
circumstellar disk.
Ein
Vergleich von ROSAT-Röntgenmessungen und ISOCAM-Infrarotdaten erlaubt die
Bestimmung der Röntgeneigenschaften von sehr jungen Sternen, die noch von
Resten ihrer Mutterwolke oder zirkumstellarem Material umgeben sind.
A
comparison of ROSAT X-ray measurements and ISOCAM infrared observations
allows the study of the X-ray properties of very young stars which are still
embedded in residual material of their parent cloud or surrounded by
circumstellar material.
Junge
Sterne mit Scheiben sind durch starke Emissionslinien im optischen
Spektralbereich gekennzeichnet, während solche ohne Scheiben nur schwache
Linienemission zeigen. Man bezeichnet daher die jungen stellaren Objekte mit
Scheiben als klassische T Tauri Sterne und die scheibenlosen jungen
Sterne als linienschwache T Tauri Sterne.
Young
stellar objects with disks are characterized by strong emission lines in the
optical, while diskless young stars show only weak line emission. These two
classes of objects are therefore referred to as classical T Tauri stars
and weak-line T Tauri stars.
In der
p Oph Sternentstehungsregion lässt die Röntgenleuchtkraft keine signifikanten
Unterschiede zwischen den jungen Sternen mit und ohne Scheiben erkennen.
Daher muß der Beitrag der Scheiben zur Röntgenleuchtkraft (z.B. durch
magnetische Rekonnexion zwischen Stern und Scheibe) gering sein. Die zwar
quantitativ im Vergleich zur Sonne wesentlich erhöhte Röntgenveränderlichkeit
junger Sterne in der T Tauri Phase ist qualitativ mit der solaren gut
vergleichbar. Demnach hätte die Röntgenaktivität junger Sterne in dieser
Phase ihren Ursprung also in sonnenähnlichen Flares.
For
the p Oph cloud we find that there is no statistically significant
difference between the X-ray luminosity functions of T Tauri stars with
and without disks, confirming that the contribution of the disks to X-ray emission
(for instance by magnetic reconnection between the star and the disk), or to
X-ray absorption, must be small. The statistics of the X-ray variability of
T Tauri stars shows that most of the sources are variable, and that
their variability is consistent with a solar-like (hence magnetic) flare
origin.
Die
meisten, mit ISOCAM im Infraroten entdeckten T Tauri Sterne mit Scheibe,
konnten mit ROSAT im Röntgenlicht nicht nachgewiesen werden. Das erklären wir
damit, dass sie für einen Nachweis zu schwach sind, und sagen die Entdeckung
von etwa 40 eingebetteten T Tauri Sternen ohne Scheibe im betreffenden
Gebiet vorher, wenn mit Chandra und XMM-Newton die Nachweisgrenze auf LX
~ 3 x 1028 erg s-1 gedrückt wird. Demnach sollte die
Mehrzahl der bisher nicht röntgenidentifizierten jungen Objekte, Sterne mit
niedriger und sehr niedriger Masse, d.h. mit weniger als 0.1 bis 0.6 Sonnenmassen,
sein.
Most
of the new young infrared sources that were discovered with ISOCAM were not
detected by ROSAT. We attribute this to the fact that they were too faint for
ROSAT. Hence we predict that about 40 unknown faint or embedded T Tauri
stars remain to be discovered in X-rays in the respective field down to a
limit of LX ~ 3 x 1028 erg s-1. We show that
the bulk of these unknown young sources should be composed of low and very
low mass stars, i.e. with 0.1 to 0.6 solar masses.
Im Rahmen
einer systematischen Durchsuchung des ROSAT Datenarchivs wurden die
Röntgenleuchtkräfte von T Tauri Sternen im Taurus-Auriga Sternentstehungsgebiet
untersucht. Frühere Hinweise aus den Daten der ROSAT-Durchmusterung die
darauf hindeuten, dass linienschwache T Tauri Sterne im Taurus-Auriga
Gebiet stärkere Röntgenstrahlung emittieren als klassische T Tauri
Sterne, wurden nun mit der besseren Empfindlichkeit von pointierten
Beobachtungen bestätigt. Dieses Ergebnis steht im Gegensatz zu den oben dargestellten
Untersuchungen in der p Oph Region. Verschiedene Auswahleffekte wie z.B.
Röntgenselektion der Sterne, sowie inhomogene Alters- oder Massenverteilung
konnten als Ursache für die beobachteten Unterschiede der Röntgenleuchtkräfte
von klassischen und linienschwachen T Tauri Sternen in Taurus-Auriga
ausgeschlossen werden. Die Diskrepanz zwischen der Röntgenemission der beiden
Klassen von T Tauri Sternen in p Oph und Taurus-Auriga könnte mit ihrer
Drehimpulsentwicklung zusammenhängen. Unsere Studie zeigt, dass die Stärke
der Röntgenemission mit der Rotationsgeschwindigkeit der Sterne korreliert
ist. Da Sterne ihre Rotation erst beschleunigen nachdem sie ihre Scheiben
verloren haben, deutet die höhere Röntgenleuchtkraft der linienschwachen
T Tauri Sterne in Taurus-Auriga darauf hin, dass diese ihre Scheiben vor
längerer Zeit verloren haben als ihre Gegenstücke in p Oph.
We
have systematically searched the ROSAT archive for X-ray emission from
T Tauri stars in the Taurus-Auriga star forming complex. Earlier results
based on ROSAT All-Sky data have indicated that in Taurus-Auriga the
weak-line T Tauri stars, i.e. those without disks, show stronger X-ray
luminosities than classical T Tauri stars, i.e. their counterparts with
disks. This has now been confirmed on the basis of the more sensitive pointed
ROSAT observations, and is in contrast to the results reported above for the
p Oph region. We have ruled out various selection effects as possible reasons
for the observed luminosity differences between the two types of T Tauri
stars in Taurus-Auriga, e.g. X-ray selection of the stars, and inhomogeneous
age and mass distribution. The discrepancy between the X-ray emission of
young stars in p Oph and Taurus-Auriga may be linked to the rotational
evolution of the stars. We show that X-ray emission and rotational velocity
of the stars are correlated, and stars can spin up only after losing the
coupling to their disks. Therefore, the higher X-ray luminosities of the
diskless T Tauri stars in Taurus-Auriga may imply that they have spent
more time after losing their disks as compared to their counterparts in p
Oph.
Die ROSAT
Himmelsdurchmusterung hat völlig überraschend zur Entdeckung zahlreicher
T Tauri Sterne auch außerhalb der bekannten Sternentstehungsregionen geführt.
Um die generelle Verbreitung dieser neuen jungen Sternpopulation zu
untersuchen wurden Durchmusterungen in der Cepheus-Cassiopeia Region und im Lupus
Wolkenkomplex begonnen.
As
a result of the ROSAT All-Sky Survey, numerous T Tauri stars have been
discovered outside of known star formation regions. To further investigate
this T Tauri population we started a survey in the Cepheus-Cassiopeia
region and the Lupus cloud complex.
Die beiden Klassen von T Tauri Sternen, nämlich sog. klassische und linienschwache, zeigen in der ROSAT Himmelsdurchmusterung unterschiedliche Röntgen-Eigenschaften: die linienschwachen T Tauri Sterne werden häufiger nachgewiesen als die klassischen. Dieser Unterschied erlaubt es uns, die Natur der Komponenten von T Tauri Mehrfachsternen auch dann zu untersuchen, wenn sie für eine spektroskopische Typbestimmung zu eng sind. Verschiedene Paarungen von Einzelsternen der beiden Typen (klassisch-klassisch, klassisch-linien-schwach, linienschwach-linienschwach) haben nämlich ebenfalls unterschiedliche Röntgen-Eigenschaften und sollten demnach mit unterschiedlichen Häufigkeiten in der ROSAT-Durchmusterung auftreten. Tatsächlich ist die Anzahl der linienschwachen T Tauri Doppelsterne mit der Hypothese verträglich, dass auch der Begleiter linienschwach ist. Gemischte Paare sind sehr selten. Hochaufgelöste ROSAT Messungen erlauben auch eine getrennte Röntgenuntersuchung von T Tauri-Doppel-sternen. Wir finden statistische Hinweise für die Hypothese, dass die Röntgenleuchtkraft der Primärkomponenten, d.h. des optisch helleren Sterns, jene der Sekundärkomponente übersteigt und dass beide Komponenten ähnliche Verhältnisse von Röntgen- zu Gesamtleuchtkraft haben. Außerdem strahlen Primärkomponenten härtere Röntgenphotonen ab als ihre Begleiter. In allen Fällen, in denen die stellaren Rotationsgeschwindigkeiten und/oder -perioden bekannt sind, rotiert der Primärstern schneller. Die stärkere Röntgenstrahlung der Primärkomponenten ergibt sich daher aus ihrer höheren Gesamtleuchtkraft und/oder ihrer schnelleren Rotation.
We
present a study of X-ray emission of known multiple T Tauri stars in
Taurus based on ROSAT observations. We used the ROSAT All-Sky Survey
detection rates of single classical and weak-line T Tauri stars to
investigate statistically the nature (classical or weak-line) of the components
in multiple T Tauri stars, which are too close for spatially resolved
spectroscopy so far. Because single weak-line T Tauri stars show a
higher ROSAT All-Sky Survey detection rate than single classical T Tauri
stars, the different binary T Tauri stars (classical/classical,
classical/weak-line, weak-line/weak-line) should also have different
detection rates. We find that the observed ROSAT All-Sky Survey detection
rates of binary weak-line T Tauri stars, where the nature of the
secondary is unknown, are in agreement with the secondaries being weak-line
T Tauri stars rather than classical T Tauri stars, and mixed pairs
are very rare. Furthermore we analyse the X-ray emission of T Tauri star
systems resolvable by the ROSAT High Resolution Imager. Among those systems
we find statistical evidence that primaries, i.e. those stars which are
brighter in the optical, show larger X-ray luminosity than secondaries, and
that the samples of primary and secondary T Tauri stars are similar
concerning X-ray to bolometric luminosity ratio. Furthermore, primaries
always emit harder X-rays than secondaries. In all cases where rotational
velocities and/or periods are known for both companions, it is always the
primary that rotates faster. Hence, the stronger X-ray emission of the primaries
may be due to a higher bolometric luminosity and/or faster rotation.
Lindroos Doppelsterne sind visuelle Paare die sich aus einem heißen Primärstern frühen Typs und einem kühlen Sekundärstern zusammensetzen. Die Kontraktionszeit, die ein sonnenähnlicher Stern benötigt, um sein energetisches Gleichgewicht auf der Hauptreihe zu erreichen, ist vergleichbar mit der Lebenszeit heißerer, massereicherer Sterne. Die meisten Lindroos Primärsterne sind auf der Hauptreihe, und wenn die Sekundärsterne physikalisch an sie gebunden sind, handelt es sich bei ihnen um T Tauri Sterne. Wir haben die Röntgeneigenschaften der Lindroos Sekundärsterne untersucht und Röntgenleuchtkräfte gefunden, die mit jenen der sonnenähnlichen Vorhauptreihensterne vergleichbar sind. Demnach sind die Sekundärsterne jung und wahrscheinlich gravitativ gebundene Begleiter der Primärkomponenten. Die Untersuchung der Röntgenvariabilität der Lindroos Systeme führte darüber hinaus zur Identifikation eines großen Flares auf einem mit ROSAT unaufgelösten Lindroos Doppelstern. Aus theoretischen Gesichtspunkten wird erwartet, dass nur der masseärmere Sekundärstern Röntgenstrahlung erzeugt. Das beobachtete Verhältnis zwischen Röntgen- und bolometrischer Leuchtkraft steht in Einklang mit diesen theoretischen Erwartungen. Die Analyse des Temperaturverlaufs während des Flares ergibt klare Anzeichen für Aufheizen und anschließendes Abkühlen eines koronalen Plasmas.
Lindroos
systems are defined as visual binaries consisting of hot primaries and cooler
secondaries. The contraction timescale of a solar like star to the stellar
main sequence is comparable to the main sequence lifetime of a hot star.
Therefore, if the Lindroos binaries are bound, the secondaries are young
stars, that is, T Tauri stars. We have carried out a study of the X-ray
properties of the Lindroos systems making use of the ROSAT database. Our main
result has been the detection of most of the cooler secondaries, meaning that
they are young and probably bound to their primaries. The analysis of X-ray
variability in Lindroos systems has led to the identification of a large
flare on a Lindroos binary. The system is not resolved by ROSAT.
Theoretically, X-ray emission is only expected for the lower mass companion
in the binary. The observed ratio of X-ray to bolometric luminosity is
consistent with X-ray emission from the secondary. The temporal evolution of
the temperature during the flare clearly indicates heating and subsequent
cooling of a coronal plasma.
Andererseits haben wir Röntgenemission von drei Lindroos Primärsternen nachgewiesen für deren Spektralklassen (B7–B9.5) theoretisch keine Röntgenstrahlung erwartet wird, weil sie weder starke Winde zeigen, wie heißere Sterne, noch eine signifikante Konvektionszone aufweisen, wie die kühleren. Die dennoch vorhandene Röntgenstrahlung wird mit derjenigen eines nicht getrennten kühlen Begleiters erklärt. Um diese Hypothese zu prüfen, haben wir räumlich hochaufgelöste Beobachtungen der drei Sterne mit Hilfe von adaptiver Optik durchgeführt. Nur bei einem Stern wurden Begleiter gefunden, deren Typ noch spektroskopisch bestätigt werden muss. Die beiden andern Lindroos Primärsterne sind entweder spektroskopische Doppelsterne mit nicht aufgelösten kühlen Begleitern oder sie sind intrinsische Röntgenemitter. Wäre Letzteres der Fall, müsste die Theorie dieser Sterne revidiert werden.
On
the other hand, we have also detected X-ray emission from three Lindroos
primaries with spectral types of B7–B9.5. Stellar theories
do not predict the X-ray emission from late B-type stars, because they
neither possess the strong winds responsible of the X-ray emission in hot
stars nor do they possess a significant convection zone able to power a
corona as in the cooler stars. The most accepted explanation for this X-ray
emission is the presence of unresolved cool companions. In order to check
this hypothesis, we have carried out Adaptive Optics observations of these
three X-ray emitting Lindroos primary stars. Our main result is that just one
out of the three stars shows two fainter companions around it. The other two
cases must either be spectroscopic binaries with unresolved cool companions
or they are intrinsic X-ray emitters, implying that the theory of these stars
would have to be revised to account for this emission.
Unter den mit ROSAT neuentdeckten T Tauri Sternen, also jungen "Sonnenvorläufern", wurde eine Reihe spektroskopischer Doppelsterne gefunden. Wir suchen nun nach Bedeckungen bei diesen Sternen, um dynamisch ihre Massen zu bestimmen. Die Masse ist der wichtigste Parameter für die Entwicklung eines Sterns, aber sie konnte bisher nur für weniger als eine Handvoll Sterne in frühen Entwicklungsphasen direkt gemessen werden. Eine direkte Massenbestimmung eines sehr jungen Sterns würde einen entscheidenden experimentellen Test für die verschiedenen theoretischen Sternentwicklungsmodelle liefern. Deshalb haben wir hochaufgelöste spektroskopische Beobachtungen durchgeführt, um die Doppelsternbahnen zu bestimmen, und eine photometrische Überwachungskampagne, um gegenseitige Bedeckungen der Sterne aufzufinden.
Among
the new ROSAT T Tauri stars, we have found several spectroscopic
binaries. We search for an eclipsing double-lined spectroscopic binary
T Tauri star, which would allow a direct measurement of the stellar
masses. The mass is the most important parameter for the evolution of a star,
but there are less than a handful of late-type pre-main sequence stars for
which the masses have been measured directly. A direct mass measurement would
provide an extremely valuable data point in an as yet almost unexplored
region of the age-mass diagram, allowing a decisive experimental test of the
different existing sets of theoretical evolutionary models for young stars.
Therefore we have performed extensive high-resolution spectroscopic
observations to determine orbits and a photometric monitoring campaign to
find eclipses.
Im Rahmen der spektroskopischen Durchmusterung fanden wir (in Zusammenarbeit mit E. Günther, Tautenburg) den Vorhauptreihen-Doppelstern mit der bislang längsten bekannten Periode (7,5 Tage), bei kreisähnlicher Bahn. Unsere Resultate für den nicht-bedeckenden Doppelstern RXJ1603.8-3938 implizieren, daß die "Bahnzirkularisation" sicherlich schon während der Vorhauptreihenentwicklung stattfindet. Das abgeleitete Massenverhältnis und die Spektraltypen in diesem System sind nur schwer auf der Basis der gegenwärtigen Vorhauptreihenmodelle zu erklären: die zwei Sterne haben fast identische Massen jedoch einen großen Helligkeitsunterschied.
During
the spectroscopic survey we found (in collaboration with E. Günther,
Tautenburg) the pre-main-sequence binary with the longest period (7.5 days)
that has a circular orbit. Our results for the non-eclipsing binary
RXJ1603.8-3938 imply that circularisation certainly operates during the
pre-main-sequence phase of evolution. The derived mass ratio and spectral
types of the stars in this system are hard to explain within the current theoretical
models of pre-main-sequence evolution: The two stars have almost identical
masses, whereas there is a big difference in their brightnesses.
Photometrische und spektroskopische Beobachtungen von RXJ1608.6-3922 zeigten, dass es sich dabei nicht um einen Bedeckungsveränderlichen handelt, wie bisher vermutet wurde, sondern um einen Einzelstern mit mehreren Flecken an der Oberfläche. Spektroskopische Messungen ermöglichten es, einen Begleiter mit mehr als 24 Jupitermassen auszuschließen.
Photometric
and spectroscopic observations of RXJ
1608.6-3922 revealed that it is not an eclipsing binary as claimed before,
but a single star exhibiting multiple spots on its surface. High-precision
photometry ruled out any companion for this star down to masses of about 24
Jupiter masses.
Mit der Entdeckung einiger Ansammlungen von jungen Sternen in Sonnennähe, d.h. die weniger als etwa 100 pc entfernt sind, eröffnet sich ein völlig neues Gebiet für das Studium der Sternentstehung. Bislang waren junge Sterne vor allem in weiter entfernten, mit Molekülwolken assoziierten, Sternentstehungsgebieten gefunden worden. Die nächstgelegene der bislang identifizierten Regionen mit jungen Sternen, abseits von bekannten Molekülwolken, ist die Tucanae Assoziation in einer Entfernung von etwa 45 pc. Ein Merkmal junger Sterne ist starke Emission im Röntgenbereich. Mit zunehmendem Alter der Sterne nimmt die Röntgenleuchtkraft ab. Wir haben das ROSAT Archiv nach Röntgenstrahlung von Mitgliedern der Tucanae Assoziation durchsucht. 13 (60%) der Objekte sind als Röntgenquellen detektiert, und davon zeigen die meisten starke Variabilität in den ROSAT Durchmusterungsdaten. Dies könnte auf Flares hindeuten. Wir haben die Röntgenleuchtkraftfunktionen in der Tucanae Region mit den für andere Sternentstehungsgebiete abgeleiteten Verteilungen der Röntgenleuchtkräfte verglichen. Dabei fanden wir gute Übereinstimmung mit den Leuchtkräften in der TW Hydrae Assoziation (Entfernung etwa 50 pc) sowie der Taurus Region. Beide Gebiete enthalten Sterne im Alter von 1–10 Millionen Jahren. Die 100 Millionen Jahre alten Plejaden zeigen deutlich schwächere Röntgenleuchtkräfte. Diese Zusammenhänge können als Indiz für das junge Alter der Tucanae Sterne gedeutet werden.
The
recent discovery of several groups of young stars in the vicinity of the sun
(at distances of less than 100 pc) has opened a new research field in star
formation. So far most of the young stars were found in star forming regions
at larger distances that are associated with molecular cloud complexes. The
nearest identified region with young stars far from molecular clouds is the
Tucanae association at 45 pc. X-ray emission is a prominent property of young
stars. With increasing age the strength of the X-ray emission declines. We
have searched the ROSAT archive for X-rays from members of the Tucanae
association. 13 (60%) of the objects under study are detected X-ray sources.
Most of these show strong variability in the ROSAT All-Sky survey, which
could indicate flares. We have compared the X-ray luminosity functions in the
Tucanae region to those for other star forming regions, and find that the
luminosities agree well with those for the TW Hydrae association (distance approximately
50 pc) and the Taurus complex. The stars in both regions are at an average
age of approx. 1–10 million years. The 100 million
year old Pleiades display significantly lower X-ray luminosities. This can be
considered as an indication for the young ages of the Tucanae stars.
Wir studierten die Veränderlichkeit von Braunen Zwergen und sehr massearmen Sternen in der Chamaeleon I (Cha I) Dunkelwolke mit Hilfe von hochaufgelösten Echellespektren am VLT. Dabei stellte sich heraus, dass die Streuung der Geschwindigkeiten dieser Objekte in Cha I sehr klein ist, d.h. geringer als 3 km/s. Dies deutet darauf, dass alle von uns untersuchten Objekte gemeinsam entstanden sind und keines von ihnen nach seiner Geburt von seinem ursprünglichen Ort herausgeschleudert wurde. Bei fünf der insgesamt neun untersuchten Objekte in Cha I entdeckten wir, dass sich die Radialgeschwindigkeit nach etwa drei Wochen eindeutig geändert hatte. Bisher ist wenig über Radialgeschwindigkeitsvariationen von Braunen Zwergen und deren Ursachen bekannt. Im Prinzip könnten Flecken auf der Oberfläche eine scheinbare Bewegung vortäuschen oder aber Begleiter sind der Grund für die gefundenen Variationen. Die Klärung dieser Frage wird das Ziel weiterer Beobachtungen sein.
We
have carried out a study of the variability of brown dwarfs and very low mass
objects in the Chameleon I (Cha I) dark cloud by means of
high-resolution Echelle spectra taken with the VLT. The spectra taken with
UVES revealed that the radial velocity dispersion of the Cha I cluster is
very small, i.e. smaller than 3 km/s. These observations give evidence that
all studied objects formed together and that there is no run-away brown dwarf
among them. A second measurement of the radial velocities of the objects a
few weeks later revealed significant changes in 5 out of 9. So far there is
not much known about radial velocity variations of brown dwarfs and their
causes. They can in principal be indications of spots on the surface or
binarity of brown dwarfs. We expect to find the cause of these variations by
further spectroscopic observations.
Fig. II-16: TWA-5 A (the bright star in the centre) and the companion TWA-5 B (to the left). Below the spectrum of TWA-5 B, together with two comparison spectra, all taken in visible light. The two comparison spectra bracket the temperature of TWA-5 B and prove that it must be a brown dwarf (VLT/Kueyen, FORS2)
Mit Hilfe von Infrarotkameras an bodengestützten Teleskopen (normale Abbildung, Speckle-Abbildung und Abbildung mit adaptiver Optik) suchen wir nach extrasolaren Gasplaneten als Begleitern von jungen, sonnennahen Sternen und Braunen Zwergen. Aufgrund andauernder Akkretion und/oder Kontraktion sind junge Planeten noch relativ leuchtkräftig und daher leichter nachweisbar. Die Suche konzentrierte sich im vergangenen Jahr auf die TW Hydrae Assoziation, für die ein Alter von etwa 12 Millionen Jahren angenommen wird. Dabei konnte mit CoD-33 7795 B = TWA-5 B ein Objekt als begleitender Brauner Zwerg von TWA-5 A mit Hilfe von astrometrischen Messungen, sowie optischer und Infrarot-Spektroskopie am VLT nachgewiesen werden. TWA-5 B ist erst der vierte Braune Zwerg, der sowohl durch spektroskopische, als auch durch Eigenbewegungsmessungen als Begleiter bestätigt ist. Unter diesen vier ist er mit 12 Millionen Jahren bei weitem der jüngste. Seine Masse liegt zwischen 15 und 40 Jupitermassen (Abb. II-16).
Using
infrared cameras of ground-based telescopes (normal imaging, speckle, and
adaptive optics), we search for giant extra-solar planets as companions to
young nearby stars and brown dwarfs. Young planets have relatively high
luminosities due to ongoing accretion and/or contraction, and hence are relatively
easy to detect. In 2000 the search was focused on the TW-Hydrae association,
with an estimated age of 12 million years. Based on astrometric measurements
and optical and infrared spectroscopy we showed that CoD-33 7795 B = TWA-5 B
is a brown dwarf companion of TWA-5 A. TWA-5 B is only the fourth brown
dwarf, that is a confirmed spectroscopic and proper motion companion. With an
age of 12 million years it is by far the youngest of these four. Its mass is
between 15 and 40 Jupiter masses (Fig. II-16).
Die theoretisch erwarteten hohen Leuchtkräfte junger Planeten ermöglichten ihren direkten Nachweis bereits jetzt und von der Erde aus. Da der Planetenentstehungsprozess aber relativ langsam ist, muss bei der Suche nach Begleitern junger Sterne mit Objekten in sehr frühen Entwicklungsphasen, während oder unmittelbar nach dem Ende der Massenakkretion oder frühen Kontraktion, gerechnet werden. In diesen Phasen zeigen sich noch diejenigen Eigenschaften, die der Entstehungsprozess dem Planeten aufgeprägt hat. Deshalb sind theoretische Planetenmodelle, die die Planetenentstehung berücksichtigen, nötig, um schwache Begleiter junger Sterne einwandfrei als Planeten zu identifizieren. Entsprechende Modelle für Planeten und Braune Zwerge mit Altern bis zu 20 Millionen Jahren wurden im Rahmen unterschiedlicher Entstehungstheorien erstellt.
Their
expected luminosities make young giant planets favourable for the first
direct detection of an extra solar planet. The giant planet formation process
is relatively slow with objects being in very early phases of evolution, e.g.
at the end of mass accretion or at the beginning of contraction. In these
phases planetary properties still bear the signature of their origin.
Therefore quantitative models of giant planet formation and star formation
are needed to determine the properties of young giant planets orbiting young
stars. Such models for brown dwarfs and giant planets with possible ages up
to 20 million years have been developed and are ready to use.
Ammler,
Davies, Grosso, Huelamo, Joergens,
König, Looney, Neuhäuser, Spranger, Stelzer, Tecza, Tachihara, Wuchterl
Fig. II-17: Light curve of the eclipsing binary system "HU Aquarii" in white light (range 450 - 950 nm). Observation with the OPTIMA photometer at the 1.3m telescope on Mt. Skinakas, Crete on July 5, 2000.
Sterne können auf unterschiedlichen Zeitskalen veränderlich sein, wofür Instabilitäten im Sternaufbau, aber auch Akkretionsstrom-Variationen oder Bedeckung von Emissionsregionen in Binärsystemen verantwortlich sein können. Zeitlich hochaufgelöste Messungen der optischen Lichtkurve des kataklysmischen Binärsystems HU Aqr wurden im Juni/Juli 2000 mit dem OPTIMA Photometer im Weißlicht (Bereich 450–950 nm) am 1.3 m Teleskop auf Skinakas (Kreta) durchgeführt. Abb. II-17 zeigt den typischen Verlauf der Emission des bedeckungsveränderlichen Binärsystems (Typ AM Her, Umlaufperiode 2h 5m), in dem sich ein magnetischer Weißer Zwerg in synchronem Orbit um einen M Stern bewegt. Das beobachtete Licht stammt aus dem Akkretionsstrom und der Polregion des Weißen Zwergs (Synchrotronemission in den starken Magnetfeldern). Deutlich sichtbar sind verschiedenen Emissions- und Absorptionsphänomene während eines Orbits. Vor dem Eintritt des Weißen Zwergs in die Bedeckung absorbiert der Akkretionsstrom einen Teil des Lichts vom polaren Akkretionspunkt. Mit einer Zeitskala von kürzer als 10 Sekunden wird dann der Brennfleck des Zwergsterns abgedeckt, während der Akkretionsstrom noch sichtbar bleibt. Im Detail ist sogar der Austritt des Weißen Zwergs sichtbar. Die beiden breiten Maxima der Lichtkurve werden als eine Kombination der Strahlung des Akkretionsstroms und der Abstrahlcharakteristik der Synchrotronemission interpretiert. Während der Maxima, wenn wir senkrecht auf die untere Akkretionssäule blicken, wurden mit OPTIMA erstmals äußerst kurze Strahlungsausbrüche registriert (siehe Spitzen bei 4500 und 8000 sec in Abb. II-17): Für die Dauer von Sekunden erhöht sich die Intensität um bis zu einem Faktor 2. Diese optischen Ausbrüche sind wahrscheinlich eine Folge von konzentrierten Dichteschwankungen im Akkretionsstrom, eine vollständige Interpretation dieses neuen Phänomens steht jedoch noch aus.
Stars
can be variable on many different timescales due to instabilities in their
internal structure, variations in an accretion stream or eclipses of emission
regions in a binary system. Fast timing photometry of the optical light curve
of the cataclysmic binary system HU Aqr was performed in June/July 2000 with
the OPTIMA photometer (wavelengths 450–950 nm) at the 1.3m
telescope on Mt. Skinakas, Crete. Fig. II-17 shows the typical
light curve of this eclipsing binary system (type AM Her, orbital period 2h
5m), in which a magnetic white dwarf star orbits an M star in locked
rotation. The observed light originates in the accretion stream and the polar
region of the white dwarf (synchrotron emission in the strong magnetic
fields). Clearly visible is a sequence of emission and absorption phenomena
in the course of one orbit. Before the entry of the white dwarf into eclipse
the accretion stream absorbs part of the light coming from the polar hot
spot. On a time-scale of less than 10 seconds this hot spot on the white
dwarf is then occulted by the edge of the M star, while the accretion stream
remains visible. In detailed analyses the re-appearance of the white dwarf
can be observed at the end of the eclipse. The two broad maxima of the light
curve are explained as a combination of radiation from the accretion stream
and the characteristic beaming pattern of synchrotron emission. During the
maxima, when we look at right angles on the lower accretion column, the
OPTIMA observations revealed for the first time extremely short outbursts of
optical radiation (the 'spikes' at 4500 and 8000 sec in Fig. II-17):
on the scale of seconds the intensity increases up to a factor of 2. These
optical outbursts are probably due to concentrated variations of density in
the accreting material. A complete explanation of this new phenomenon has not
yet been found.
Veränderliche Sterne finden sich auch in Kugelsternhaufen. Diese Kugelsternhaufen sind über den ganzen Halo und die Scheibe unserer Milchstraße verteilt und enthalten typischerweise 104–106 Sterne. Die Sterne in Kugelhaufen sind dabei so dicht gepackt, dass die Luftunruhe in unserer Atmosphäre normalerweise die Untersuchung von veränderlichen Sternen von bodengestützten Teleskopen aus unmöglich macht. Eigentlich wären Weltraumteleskope mit ihren außergewöhnlich scharfen Bildern hierfür ideal, aber die Analyse von veränderlichen Sternen erfordert eine Vielzahl von Beobachtungen zu verschiedenen Zeiten, die oft nicht mit dem Zeitplan der Satellitenexperimente in Einklang zu bringen sind. Dadurch haben sich Beobachtungen mit adaptiver Optik zu einem wichtigen Standbein der Analyse von veränderlichen Sternen in Kugelsternhaufen entwickelt.
Variable
stars are also found in Galactic globular clusters – such clusters of
stars are distributed about the Galactic halo and disk and they consist of 104–106
stars in centrally concentrated, almost spherical arrangements. Due to the
large numbers of stars seen towards the centre of many of them, and to the
blurring of images due to the earth's atmosphere, studies of the central
variable star populations have generally not been possible in the past using
ground-based telescopes. Space-based observations would be the ideal
solution, because they provide exquisitely sharp images; but extended
time-base observations of many globular clusters have been precluded, for
scheduling reasons. Adaptive optics imaging at ground-based telescopes is now
an important facility for variable star studies in globular cluster cores.
Wir haben solche Beobachtungen des Kugelsternhaufens M3 mit der adaptiven Optik ALFA am Calar Alto Observatorium durchgeführt. Die Auflösung in den Aufnahmen beträgt weniger als 0.4". Dadurch konnten wir nicht nur mehrere Kandidaten veränderlicher Sterne als pulsierende Riesensterne (genauer RR Lyra) bestätigen, sondern auch mehrere neue, veränderliche Sterne entdecken. Indem wir den Abstand dieser Sterne vom Zentrum des Sternhaufens messen, lernen wir die Entwicklung dieses Haufens besser zu verstehen. Ein Stern ist uns bei unseren Beobachtungen dabei besonders aufgefallen. Er ist lichtschwächer als die oben erwähnten Typen, seine Periode ist wahrscheinlich sehr kurz (< 0.1 Tage) und die Schwankung seiner Helligkeit beträgt circa 0.8 ± 0,1 mag. Wahrscheinlich handelt es sich bei diesem Stern um einen eruptiven Doppelstern oder einen Stern mit pulsierender Atmosphäre.
We
have conducted adaptive-optics assisted imaging of the central region of the
globular cluster M3 using ALFA at the Calar Alto Observatory. The angular
resolution in these images is better than 0.4". In addition to detecting
new variable stars, this study confirms many of our previously detected
candidate variable stars which includes evolved, low mass, pulsating giant
stars (of the RR Lyrae type) as well as some brighter late type giant stars;
knowledge of the distribution of these stars with distance from the cluster
centre can provide new clues for understanding the history of globular cluster
evolution. One star, which is fainter than the pulsating stars mentioned
above, shows some intriguing characteristics: a possible short period (< 0.1
d)
and a K-band amplitude ~ 0.8 ± 0,1. Possibilities for
this star include an eruptive binary or perhaps a pulsating star.
Butler,
Kanbach, Straubmeier
2.4 Endstadien der Sternentwicklung
Im Verlaufe der Kalibrations- und Performance-Verifikationsphase des XMM-Newton Satelliten war der radio-leise isolierte Neutronenstern RX J0720.4-3125 Ziel von Beobachtungen. Es war dabei von Interesse, inwiefern das Energiespektrum des Neutronensterns Abweichungen von einem einfachen Schwarzkörper-Spektrum zeigt. Solche Abweichungen werden beispielsweise als Folge des Strahlungstransportes durch die Neutronensternatmosphäre erwartet. Die Auswertung der RGS (Reflection Grating Spectrometer) und EPIC-PN Daten, beides Instrumente die sich zum einen durch ihr hohes spektrales Auflösungsvermögen (RGS) sowie durch ihre große Empfindlichkeit bis in den weichen Röntgenbereich auszeichnen und prädestiniert sind für diese Art von Untersuchungen, lieferten jedoch keinen Hinweis auf spektrale Abweichungen von einem Schwarzkörper-Spektrum in RX J0720.4-3125. Das Fehlen von Elektron- und Proton-Zyklotronresonanzlinien im RGS-Spektrum erlaubt jedoch Rückschlüsse auf die Magnetfeldstärke des Neutronensterns und schließt Werte im Bereich (0.3–2.0) x 1011 bzw. (0.5–2.0) x 1014 Gauss aus.
During
the calibration and performance verification phase of XMM-Newton, the radio
quiet isolated neutron star RX J0720.4-3125 was observed. The goal was to
detect spectral deviations from a simple black body spectrum in this target,
which could be expected from radiation transport through the neutron star's
atmosphere. The analysis of data taken with the RGS (Reflection Grating Spectrometer)
and EPIC-PN, instruments that are highly suited for this kind of
investigation due to their high spectral resolution (RGS) and their good sensitivity
extending into the soft X-ray range, did not show any deviations from a
black-body spectrum on RX J0720.4-3125. However, the absence of electron and
proton resonant cyclotron-lines in the RGS spectra excludes magnetic fields
in the range (0.3–2.0) x 1011 and (0.5–2.0)
x 1014 Gauss, respectively.
Prädestiniert für das Studium mit Röntgensatelliten hoher Winkelauflösung sind Röntgenquellen im Zentralbereich von Supernova-Überresten. Im Vordergrund steht dabei die Frage, ob es sich bei dem während der Supernovaexplosion entstandenen kompakten zentralen Überrest um einen Neutronenstern oder gar um ein Schwarzes Loch handelt. Bekannte Beispiele mit kompakten Zentralobjekten sind die Suernova-Überreste RCW 103, PKS 1209-52, Cassiopeia-A und Puppis-A. Die alles entscheidende Frage bei der Untersuchung der zentralen Röntgenquelle in diesen Überresten konzentriert sich dabei oft darauf, ob die aufgezeichnete Röntgenstrahlung kurzzeitige, regelmäßige Intensitätsschwankungen zeigt die das zentrale Objekt als Pulsar, und damit als Neutronenstern, auszeichnet. Beobachtungen des Supernova-Überrestes PKS 1209-52 mit dem Röntgensatelliten Chandra führten zur Entdeckung gepulster Strahlung der kompakten Zentralquelle mit einer Periode von 424 ms, so dass das Objekt eindeutig als Neutronenstern klassifiziert wird. Die gepulste Röntgenstrahlung stammt wahrscheinlich von der heißen Oberfläche des Neutronensterns, die aufgrund magnetischer Effekte eine Temperaturverteilung aufweist.
X-ray
satellites with good angular resolution are ideal for the study of X-ray
sources in the central regions of supernova remnants (SNRs). The question
about the nature of the compact central remnant of the supernova explosion is
of prime importance here: is it a neutron star or possibly a black hole?
Well-known examples of remnants with compact central objects are RCW 103, PKS
1209-52, Cassiopeia A and Puppis A. Often the temporal variations of the
recorded X-ray intensities from these objects will decide the nature of their
source. Short, periodic variations are indicative of a pulsar. Observations
of the SNR PKS 1209-52 with the Chandra X-ray satellite led to the
discovery of periodic intensity variations with a period of 424 ms in its
central source. The object is therefore reliably classified as a neutron
star. The pulsed X-ray emission probably originates on the hot surface of the
neutron star, which exhibits a distribution of temperatures due to magnetic
effects.
Zu einer Milliarde Jahre älteren Population von Pulsaren gehören die Millisekundenpulsare, deren Röntgenstrahlung zum erstenmal mit ROSAT entdeckt wurde und von denen man annimmt, dass ihre Rotation während einer bereits vergangenen Akkretionsphase beschleunigt wurde. Darauf deuten die große Zahl von Millisekundenpulsare hin, die sich in Doppelsternsystemen befinden. Nur 11 der ca. 100 heute bekannten Millisekundenpulsare unserer Galaxis sind ohne Begleiter. Einer dieser seltenen Objekte, der 4.8 ms Pulsar PSR J0030+0451, war das Ziel einer der letzten Beobachtungen mit dem ROSAT PSPC. Obwohl nur ca. 120 Röntgenphotonen von der Quelle detektiert wurden, führte die Photonenankunftszeitanalyse zum Nachweis der Röntgenpulse dieses Millisekundenpulsars. Zwar lässt die geringe Zahl von Röntgenphotonen keine detaillierte Spektralanalyse zur Bestimmung des Strahlungsursprungs zu, doch deutet die hohe Übereinstimmung zwischen der im Röntgen- und Radiobereich beobachteten Pulsprofile darauf hin, dass die Röntgenstrahlung - wie auch die Radiostrahlung - nicht-thermischen Ursprungs sein muss (Abb. II-18). Der hohe Anteil von ~70% gepulster Photonen, sowie die Ähnlichkeit des Pulsprofils mit dem als nicht-thermischen Röntgenstrahler bekannten Crab-Pulsar, (vergleiche Abb. II-19) sind weitere Argumente in diese Richtung.
Another
population of pulsars are the so-called millisecond pulsars, characterized by
their extremely fast rotation periods. X-rays from millisecond pulsars were
first discovered with ROSAT. It is assumed that their rotation was
accelerated during a previous phase of accretion, which is supported by the
fact that most objects in this class belong to binary systems. Only 11 of
about 100 known millisecond pulsars are single stars. One of these rare
objects, the 4.8 ms pulsar PSR J0030+0451, was the target of one of the
last ROSAT PSPC observations. Although only about 120 X-ray photons were
detected from PSR J0030+0451, pulsations could be detected. The small number
of detected photons does not allow a detailed spectral analysis to
investigate the nature of the emission process. However, the good agreement
of the pulse profiles observed at radio and X-ray wavelengths allows us to
conclude that the X-ray emission from PSR J0030+0451 is of non-thermal
origin (Fig. II-18). Further support for this conclusion can be
derived from the high pulsed fraction (~70%) of the emission and the similarity
of the light curves of PSR J0030+0451 and the Crab pulsar, a well known
non-thermal source (compare Fig. II-19).
Fig. II-18: X-ray and radio pulse profile of PSR J0030+0451 as observed with ROSAT in the 0.1–2.4 keV band (top) and the Arecibo radio telescope at 1.4 GHz (bottom). Two phase cycles are shown for clarity. Both profiles look similar to that of the young Crab pulsar (cf. Fig. II-19).
Da Neutronensterne im optischen Wellenlängenbereich bis auf wenige Ausnahmen eine Helligkeit besitzen, die nahe der Grenzhelligkeit der vorhandenen Teleskope liegt, ist bis heute nur wenig über die optischen Strahlungseigenschaften von Pulsaren bekannt. Insbesondere benötigt man zum Nachweis gepulster optischer Strahlung schnelle Photometer, wie das am Institut entwickelte OPTIMA-Photometer, mit dem vom 3.5m Teleskop am Calar Alto Observatorium aus Beobachtungen des ca. 300000 Jahre alten Neutronensterns Geminga im Weißlicht (Wellenlängenbereich 450–950 nm) gemacht wurden. Ziel dieser Beobachtungen war der Nachweis der mit der Rotationsperiode des Neutronensterns modulierten optischen Strahlung, wie sie mit niedriger Signifikanz bereits im blauen Wellenlängenbereich gesehen wurde. Die durchgeführten Messungen führten nicht zum Nachweis optischer Pulse, woraus die behauptete Modulation von Geminga im B-Band stark in Frage gestellt wird. Bevor jedoch eine endgültige, quantitative Aussage zum gepulsten Anteil der optischen Emission von Geminga getroffen werden kann, müssen weitere, durch Filter eingeschränkte Messungen, durchgeführt werden. Am Crab Pulsar, dessen optische Lichtkurve in Abb. II-19 gezeigt wird, konnten mit OPTIMA Details der Pulsmaxima aufgelöst werden, die bisher nur andeutungsweise bekannt waren. In Abb. II-19 ist das Maximum des ersten Peaks phasenaufgelöst dargestellt. Wie die Abbildung zeigt, erkennt man eine Abplattung der Intensität über einen Bereich von ca. 165 µs, was einem Umdrehungswinkel von 1.8 Grad entspricht. Dieser abgeflachte Verlauf der optischen Lichtkurve könnte sowohl durch die räumliche Ausdehnung des optischen Emissionsgebiets, als auch durch Selbstabsorption in der kompakten Strahlungsquelle interpretiert werden.
Optical
emissions of neutron stars are, with only a few exceptions, extremely faint
and pose a challenge to current large telescopes. Therefore relatively little
is known about the optical properties of pulsars. In particular one needs to
employ fast, sensitive photometers like the OPTIMA photometer developed in
the institute. OPTIMA was used on the 3.5 m telescope on Calar Alto to
observe optical emission (white light, wavelength range 450–950
nm) from the prominent neutron star Geminga, which has an age of about 300000
years. The aim was to search for modulations in the optical signal at the
well-known period of Geminga, which had been claimed with low significance
previously from observations in the blue wavelength band. The available
OPTIMA observations did not detect any modulation and therefore cast doubt on
the previous claim in the B band. However before a final conclusion can be
drawn on the pulsed fraction of Geminga's optical emission, further measurements
with the now fully instrumented OPTIMA, including suitable filters, must be
performed. Observations of the Crab pulsar, whose optical light curve recorded
with OPTIMA is shown in Fig. II-19, have revealed details in the
peak regions of the pulses, that have so far only been known tentatively.
Fig. II-19 shows the maximum of the first peak of the light curve
with high phase resolution. One can recognize a flattening of the peak over a
duration of about 165 µs, which corresponds to a rotational angle of 1.8
degrees. This flattening could be due to either the spatial extent of the
optical emission region or to self-absorption in the compact radiation
source.
Fig. II-19: Light curve of the Crab pulsar measured with OPTIMA, (450–950 nm, Calar Alto, 3.5 m telescope).
Ein ebenfalls interessantes Ergebnis, das auf optischen Beobachtungen eines Neutronensterns beruht, ist die Messung der Eigenbewegung des sehr lichtschwachen (V=25.6 mag) Neutronensterns RXJ1856.5-3754. In zwei mit dem Very Large Telescope der ESO in Chile aufgenommenen, zeitlich 1 Jahr auseinanderliegenden, Bildern des Neutronensterns wurde die Eigenbewegung von ma = (0.326 ± 0.064) Bogensekunden/Jahr bestimmt. Diese sehr große Eigenbewegung, in Verbindung mit der geringen Entfernung des Objekts von ca. 180 Lichtjahren, lässt vermuten, dass es sich bei diesem Neutronenstern nicht, wie ursprünglich angenommen, um einen alten akkretierenden Neutronenstern handelt, sondern um einen ca. eine Millionen Jahre jungen Neutronenstern mit einer etwa 700000 Grad heißen Oberfläche.
Another
interesting result based on optical observations of a neutron star is the
measurement of proper motion of the very faint (V=25.6 mag) object RXJ
1856.5-3754. From two images taken with the Very Large Telescope of ESO in
Chile one year apart, the proper motion was derived as ma = (0.326 ± 0.064) arcsec/year.
This large proper motion combined with the small distance of about 180 light
years to the object leads to the assumption that this neutron star is not, as
previously assumed, an old accreting object, but a relatively young neutron
star, aged about 1 million years with a hot surface of about 700000 degrees.
Bis heute kennt man keine Neutronensterne, die mit einem schwarzen Loch ein Binärsystem bilden, obwohl es der Theorie nach solche Objekte geben sollte. Im Rahmen des Parkes Multi-Beam Radio-Surveys wurde kürzlich ein Radiopulsar entdeckt, bei dem die Bahnparameter zunächst daraufhin deuteten, dass es sich um einen solchen Neutronenstern handeln könnte. Nachfolgebeobachtungen mit dem 3D-Spektrometer des Anglo-Australischen Teleskops zeigten jedoch, dass PSR J1740-3052 sich vermutlich mit einem frühen B-Stern und nicht, wie ursprünglich angenommen, mit einem schwarzen Loch in einem Binärsystem befindet.
No
binary systems containing a neutron star and a black hole have been found so
far, although theory would predict that such systems exist. During the Parkes
Multi-Beam Radio-Survey a binary radio pulsar was recently discovered, whose
orbital parameters hinted at the possibility that the system contains a black
hole. Follow-up observations with the 3D-spectrometer of the Anglo-Australian
Telescope showed however that the companion of PSR J1740-3052 is likely to be
an early B star and not a black hole.
Becker,
Kanbach, Neuhäuser, Straubmeier,
Tacconi-Garman, Trümper, Zavlin
In einer Supernova-Explosion wird ein wesentlicher Teil der im Sterninneren fusionierten Materie beobachtet, so dass die Häufigkeit der Elemente und die physikalischen Bedingungen in der Explosion erschlossen werden können. Außerdem kann mit der Ausbreitung der Explosionswelle die Wechselwirkung mit der umgebenden Materie, d.h. sowohl mit dem stellaren Wind des Vorläufersterns als auch mit dem interstellaren Medium, studiert werden.
In
a supernova explosion a major fraction of the matter created by nuclear
fusion in a star can be observed so that elemental abundances and physical
conditions prevailing in the explosion can be traced. In addition, along with
the propagation of the explosion wave the interaction with the ambient
medium, both the stellar wind of the progenitor star as well as the
interstellar medium, can be studied.
Fig. II-20: X-ray light-curve (0.5–2 keV) of supernova SN 1987A (circles: ROSAT HRI, squares: ROSAT PSPC, open triangles: Chandra, filled triangle: XMM-Newton pn-CCD).
Am 19. Januar 2000 wurde mit XMM-Newton die "First Light" Beobachtung gemacht. Dazu wurde die MPE pn-CCD Kamera auf die Gegend 30 Doradus in der Großen Magellanschen Wolke gerichtet. Es wurden Röntgenhelligkeit und Energiespektrum der Supernova SN 1987A vermessen, deren weiche Röntgenstrahlung mit ROSAT 1992 entdeckt und seitdem regelmäßig kontrolliert wurde. Dabei zeigte sich ein genereller Anstieg der Zählrate bis Ende 1998. Die mit dem Energiespektrum von XMM-Newton korrigierten ROSAT Flusswerte folgen zusammen mit dem XMM-Newton Wert einem parabolischen Anstieg (Abb. II-20). Das bedeutet, dass die Explosionswelle in ein Gebiet konstanter Materiedichte, die sich in einer Scheibe um den explodierten Stern befindet, hineinläuft. Dies wird aufgrund des im optischen Licht sichtbaren inneren Ring um SN 1987A erwartet. Doch ist das Emissionsmaß der thermischen Röntgenstrahlung sehr hoch. Falls die Dicke der Scheibe etwa dem Durchmesser des explodierten Sterns entspricht, ist die Materiedichte in der Scheibe so groß wie die im inneren Ring. Das bedeutet, dass die Lichtkurve in den nächsten Jahren zwar weiterhin ansteigen wird, aber nicht um in dem bislang erwarteten Ausmaß von mehreren Zehnerpotenzen.
On
19 January 2000 the "First Light” observation of XMM-Newton was made. The MPE
pn-CCD camera was pointed to the 30 Doradus region in the Large Magellanic
Cloud. The X-ray flux and the energy spectrum of the supernova 1987A were
measured, the soft X-ray emission of which was discovered by ROSAT in 1992
and which was regularly monitored since then. It turned out that the count
rate showed a general increase until the end of 1998. The ROSAT flux values
corrected on the basis of the XMM-Newton energy spectrum show together with
the XMM-Newton data point a parabolic increase (Fig. II-20). This means
that the explosion wave runs into a region of constant matter density that
has the shape of a disk surrounding the exploded star. This configuration is
expected because of the SN 1987A inner ring, which is seen in visible light.
But the emission measure of the thermal X-ray emission is quite high. If the
height of the disk is about the diameter of the exploded star, the matter
density in the disk is as large as the density in the inner ring. This means
that the X-ray light curve is going to further increase in the next years but
not by several orders of magnitude as has been generally expected.
Mit XMM-Newton wurde der Tycho Supernova-Überrest räumlich aufgelöst spektroskopiert (Abb. II-21). Im Südosten des Überrestes befinden sich zwei kleine, getrennte Emissionsknoten, deren Winkelausdehnung jeweils etwa zwei Grad beträgt. Ihre Röntgenspektren zeigen eine Vielzahl von Emissionslinien verschiedener Elemente, aber nur einer der beiden Knoten weist Emissionslinien von Eisen auf. Da sich die Abwesenheit von Eisenlinien in dem anderen Knoten über das gesamte Spektrum erstreckt, ist dies kein Resultat der Anregungs- und Kühlungsbedingungen, sondern die Eisenhäufigkeit ist in diesem Knoten extrem reduziert. Es tritt bei der Explosion eine Fragmentierung der stellaren Elementschalen auf einer Skala von wenigen Winkelgrad ein, und die Fragmente trennen sich durch unterschiedliche Geschwindigkeiten voneinander.
Using
XMM-Newton we have taken spatially resolved energy spectra of the Tycho
supernova remnant (Fig. II-21). In the south east of the remnant
two small but separate knots have been found, the angular size of each being
about two degrees. Their X-ray spectra show numerous emission lines of
various elements, but only one of the two knots shows iron emission lines.
Since there are not any iron emission lines over the entire spectral range of
the other knot the absence of these lines is not a matter of the excitation
or cooling conditions. Instead, the iron abundance of this particular knot is
significantly reduced. In the explosion the individual stellar shells housing
different elements fragment on an angular scale of a few degrees, and the
fragments separate at differing speeds.
Fig. II-21: True-colour X-ray image of the Tycho supernova remnant; hardness of the X-ray spectrum increases from red, via yellow and green to blue. In the red regions the iron-L emission lines are particularly strong.
Fig. II-22: X-ray image of the supernova remnant N132D in the Large Magellanic Cloud. The blue coded spectrum of the total remnant shows the emission lines of various elements in different ionisation stages.
Abb. II-23: Röntgenspektren des Supernova-Überrests SNR 0102-72.3 in der Kleinen Magellanschen Wolke. Das grüne Spektrum repräsentiert den gesamten Überrest, das rote und das schwarze Spektrum gelten jeweils für einen Ausschnitt im Südosten bzw. im Nordosten des Überrests.
Fig. II-23: X-ray spectra of the supernova remnant 0102-72.3 in the Small Magellanic Cloud. The green coded spectrum represents the total of the remnant; the red and the black spectrum are for a section in the south east and north east of the remnant, respectively.
Die geschwindigkeitsabhängige Fragmentierung wird nicht in allen jungen Supernova-Überresten schlüssig beobachtet. Der Überrest N132D in der Großen Magellanschen Wolke, der im Gegensatz zum Tycho-Überrest nicht als das Resultat einer Typ Ia sondern einer "Core Collapse" Supernova angesehen wird, zeigt Eisen-Emissionslinien niedriger Ionisationsstufen, also relativ niedriger Temperaturen, filamentförmig über den gesamten Überrest verteilt. Bei diesen Temperaturen sollte die Eisen-K Emissionslinie nicht angeregt werden, dennoch ist sie im Spektrum außerordentlich prominent vorhanden. Das in der Eisen-K Linie mit der pn-CCD auf XMM-Newton aufgenommene Bild (Abb. II-22) zeigt, dass das Eisen, das zu dieser Linie führt, großräumig diffus über den gesamten Überrest mit einem Maximum nahe am Explosionszentrum vorkommt. Wie es zu dieser Temperatur- und Elementschichtung kommt, ist ungeklärt.
Speed
dependent fragmentation is not being observed conclusively in all young
supernova remnants. The remnant N132D in the Large Magellanic Cloud, which,
in contrast to the Tycho remnant, is considered not to be the result of a
Type Ia but of a "core collapse” supernova, shows emission lines of iron of
low ionisation stages, i.e. relatively low temperatures, which are distributed
as filaments over the entire remnant. These temperatures are too low to
excite the iron K-line, but this line has been found to be extremely
prominent in the spectrum. The iron K-line image taken with the pn-CCD on
board of XMM-Newton (Fig. II-22) demonstrates that the iron
emitting this line is spread over the entire remnant in a diffuse fashion but
with a maximum close to the explosion centre. It is unclear what has led to this
stratification in temperature and abundance.
Der ringförmige Supernova-Überrest SNR 0102-72.3 in der Kleinen Magellanschen Wolke wurde im April 2000 während der Kalibrationsphase von XMM-Newton beobachtet. Das EPIC pn Spektrum des gesamten Überrestes wird dominiert durch Emissionslinien von Sauerstoff und Neon in verschiedenen Ionisationszuständen, ebenso findet man Magnesium und Silizium. Erstmals wurde auch die Emissionslinie von Schwefel bei 2.45 keV nachgewiesen. Die ortsaufgelöste Spektralanalyse zeigt, dass im nordöstlichen Teil des ringförmigen Emissionsgebietes die Elemente höher ionisiert sind als im südöstlichen Ringabschnitt (Abb. II-23). Die Ionisierung der herausgeschleuderten Materie durch die von der Supernova-Explosion induzierten Stoßwelle ist im Norden weiter vorangeschritten. Das wird auch durch die dort vorherrschende höhere Temperatur nahegelegt.
The
ring-like supernova remnant SNR 0102-72.3 in the Small Magellanic Cloud was
observed in April 2000 in the course of the calibration phase of XMM-Newton.
The pn-CCD spectrum of the entire remnant is dominated by emission lines of
oxygen and neon of various ionisation stages; magnesium and silicon are found
as well. For the first time also the emission line of sulphur at 2.45 keV was
detected. The spatially resolved spectral analysis shows that the elements
have reached a higher ionisation level in the north-eastern area than in the
south-eastern section (Fig. II-23). In the north, the ionisation
of the ejected matter induced by the supernova explosion wave has progressed
much further. This is supported by the higher temperatures observed in the
north.
In der ROSAT Himmelsdurchmusterung wurde eine Zahl neuer schalenförmiger Supernova-Überreste entdeckt, deren Röntgenspektren sich nach ASCA Messungen als nicht-thermisch herausstellten, was mit der kompletten Abwesenheit von Emissionslinien begründet wird. Die Emission kommt nicht aus einem heißen Plasma, sondern ist vermutlich Synchrotronstrahlung von Elektronen in einem magnetischen Feld von einigen Mikro-Gauss. Das impliziert Elektronenenergien von einigen zehn bis hundert TeV. Sychrotronstrahlung von hochrelativistischen Elektronen sollte auch in den durch thermische Emission dominierten Supernova-Überresten vorkommen, u.a. Cas A, dessen Energiespektrum bis zu mehr als 100 keV reicht. Mit der EPIC-pn-Kamera auf XMM-Newton, deren Energiebänder sich bis zu 15 keV erstrecken, wurden Bilder im Hochenergiebereich gemacht. Danach konzentriert sich die Hochenergieemission nicht auf die Schale, sondern ist diffus über das Innere verteilt, was der Vorstellung einer effizienten nichtlinearen diffusen Schockbeschleunigung widerspricht. Möglicherweise ist die Hochenergiestrahlung keine Synchrotronstrahlung sondern nicht-thermische Bremsstrahlung.
Numerous, previously unknown, shell-type supernova remnants have been discovered in the ROSAT all-sky survey; the X-ray spectra of some turned out to be of non-thermal origin according to follow-up ASCA observations. The complete absence of emission lines indicate a non-thermal origin. The radiation does not originate from a hot plasma but is most likely synchrotron emission of electrons moving in a magnetic field with a strength of some micro-Gauss. This implies electron energies of some ten to some hundred TeV. Synchrotron emission of highly relativistic electrons is then expected also from supernova remnants whose emission is dominated by thermal processes, like Cas A, the energy spectrum of which extends to more than 100 keV. Using the pn-CCD onboard XMM-Newton, the energy band that extends to about 15 keV, high-energy X-ray images have been made. The high-energy emission is not concentrated in the shell regions but is diffusely distributed over the entire remnant, an observation that is in contradiction with the ideas of an efficient non-linear diffusive shock acceleration. Possibly, the high-energy radiation is not synchrotron emission but non-thermal bremsstrahlung.
Sternwinde, Novae und Supernovae führen Material von Kernfusionsreaktionen, einschließlich Spuren radioaktiver Isotope, ins interstellare Medium zurück. Charakteristische Gamma-Linienstrahlung spiegelt direkt die Quellorte von Nukleosynthese wider, auf den jeweiligen Zeitskalen (44Ti: 90 Jahre, 26Al: 106 Jahre). Mit insgesamt 9 Jahren COMPTEL Himmelsdurchmusterung kann die Emission von 26Al detailliert studiert werden. Hierbei bieten sich insbesondere die vergleichsweise nahen Sternentstehungsregionen und Sternassoziationen in der Cygnus-Region für Modellvergleiche an, aber auch die der noch näher gelegenen Orion-Region oder der Sco-Cen Assoziation.
Stellar
winds, novae, and supernovae recycle products of nucleosynthesis with traces
of radioactive isotopes into the interstellar medium. Characteristic
gamma-ray line emission sources reflect such sources of nucleosynthesis on
time scales of the respective radioactive decay (44Ti: 90 years, 26Al:
106 years). Nine years of sky survey with the COMPTEL instrument
provides a solid baseline for detailed study of 26Al
nucleosynthesis. In particular, nearby star forming regions such as in the
Cygnus region, or the nearby Orion region, or in the even closer Sco-Cen
association, are all prime study objects, and can be used for detailed
testing of our models.
Fig. II-24: Sky maps in the 1.809 MeV gamma-ray line from 26Al, as deconvolved from COMPTEL measurements (left), compared to emission as obtained from our population synthesis model right). For the OB 4 association data are insufficient, the contribution from OB 2 appears larger than expected.
Unser Populations-Synthese-Modell für OB Assoziationen erzeugt sowohl radioaktive Gammastrahlung, als auch Ionisationsleistung und kinetische Energieabgabe in das umgebende interstellare Medium, jeweils als Funktion der Zeit. Damit setzten wir die astronomischen Randbedingungen aus der Cygnus-Umgebung um in ein erwartetes Gammalinien-Bild der Region. Überwiegende Konsistenz mit dem beobachteten Bild (Abb. II-24) zeigt, dass unsere Vorstellung von den massereichen Sternen als Quelle der 26Al Radioaktivität auch im Detail unterstützt wird. Darüber hinaus kehren wir den Ansatz um, und bestimmen aus den observablen "Gammaemission" und "Größe von Schalenstrukturen" die nicht sehr genau bekannten Mächtigkeiten der OB Assoziationen und deren Alter (z.B. OB 4), in Abhängigkeit von Parametern der Sternpopulation, wie Windeigenschaften und Sternmassen-Verteilung (IMF). Dabei entdecken wir Inkonsistenzen in den Mächtigkeiten der verschiedenen Assoziationen; aus deren Korrektur bestätigt sich die Vorstellung, dass die Cygnus OB2 Assoziation der entscheidende Motor der Sternentstehung in der Cygnus-Region war.
Our
population synthesis model for OB associations predicts radioactive gamma-ray
emission from nucleosynthesis, as well as ionisation power and injection of
kinetic energy into the interstellar medium, each as functions of star
cluster evolution time. This allows us to translate the astronomical facts
collected about the Cygnus region into a predicted gamma-ray line image of
the region. The observed FIRST-ORDER consistency with the COMPTEL measurement
(Fig. II-24) confirms our basic and even detailed understanding of
26Al synthesis. Moreover, we invert this approach to determine the
otherwise often uncertain OB association richness and age (e.g. OB 4)
from observed gamma-ray line emission and ISM features, as a function of
population parameters such as initial mass function (IMF) and wind
properties. From such comparison, we note inconsistencies in currently
adopted association richnesses. We specifically obtain a richness correction
for Cygnus OB2 that confirms that this association was the driving engine of
Cygnus region star formation.
Fig. II-25: Emission spectrum of the Local Bubble derived from time-dependent dynamical calculations. The origin and evolution of the bubble is due to 10 supernovae exploding sequentially within ~107 years. The kinetic temperature is about 43,000 K; however recombination lines contribute significantly to the spectrum up to 1 keV. Note the dominant HeII recombination line short-ward of 228 Å.
Es wurde die zeitliche Entwicklung von jungen Sterngruppen mit Hilfe von Hipparcos-Daten untersucht (Zusammenarbeit mit Th. Berghöfer, Sternwarte Hamburg), um herauszufinden, ob es in den letzten 10–50 Millionen Jahren einen Sternhaufen mit jungen massereichen Sternen gegeben hat, der für den Ursprung der Lokalen Blase verantwortlich sein könnte. Es hat sich aus der Analyse von publizierten stellardynamischen Daten gezeigt, dass eine junge Untergruppe der Pleiaden vor ca. 20 Millionen Jahren das heutige Gebiet der Lokalen Blase durchquert hat. Anpassungsrechnungen an heute noch zur Gruppe gehörige Sterne vom Spektraltyp B1–B3 an eine Massenverteilungsfunktion für junge Sterne (sog. initial mass function) haben gezeigt, dass etwa 40 ± 20 Supernovae in dem Haufen stattgefunden haben können, ein Teil davon mit großer Wahrscheinlichkeit innerhalb der heutigen Lokalen Blase.
We
have analysed the evolution of young stellar moving groups using Hipparcos
data (collaboration with Th. Berghöfer, Sternwarte Hamburg). The goal was to find
out if there existed an association of young massive stars about 10–50
millions years ago, which could be responsible for the origin of the Local
Bubble. Analysing published data of local stellar dynamics, we found that a
young subgroup of the Pleiades passed through the region of the present day
Local Bubble about 20 million years ago. Fitting an initial mass function
(IMF) for young stars to stars of spectral type B1–B3, it appears that
about 40 ± 20
supernovae have occurred within the cluster, most of them probably within the
present day Local Bubble.
Die Auswirkung dieser zeitlich aufeinander folgenden
Supernova-Explosionen auf das Umgebungsmedium, sowie dessen zeitliche
Entwicklung, wurden mit einem neu entwickelten Hydrocode, unter Annahme sphärischer
Symmetrie simuliert. Es wurde dabei angenommen, dass die stellaren
Explosionen in einer Molekülwolke stattgefunden haben. Durch Implementierung
einer zeitabhängigen inneren Randbedingung kann der Auswurf von heißer
Ejekta-Materie und ihre Expansion in das Umgebungsmedium direkt numerisch
verfolgt werden, sowie auch das anschließende Ausbrechen der entstandenen
Superblase aus der Wolke. Gleichzeitig wird die zeitliche Entwicklung der
Nichtgleichgewichts-Ionisations-Struktur berechnet. Es hat sich gezeigt, dass
im Falle schneller adiabatischer Expansion infolge eines Dichtegradienten am
Rande der Wolke, die Rekombination der adiabatischen Kühlung nicht folgen
kann, und das Röntgenspektrum daher durch Rekombinationsverzögerung
charakterisiert ist. Demnach liegt die kinetische Temperatur der Lokalen
Blase zum heutigen Zeitpunkt mit etwa 43000 K deutlich unter dem kanonischen
Wert von 106 K. Gleichwohl gibt es signifikante Beiträge zur Röntgenemission
bis zu 1 keV (Abb. II-25).
The
effect of sequentially exploding supernovae in such a cluster on the ambient
medium (molecular cloud), as well as the evolution of the expanding bubble,
has been calculated with a newly developed hydro code, assuming spherical
symmetry. By implementing a time-dependent inner boundary condition, it is
possible to follow both the evolution of the hot ejecta numerically and the
break out of the super bubble from the molecular cloud. In addition we
calculate the temporal variation of the non-equilibrium ionisation structure.
It is found that in case of fast adiabatic expansion due to a density
gradient across the edge of the cloud the recombination lags behind the
adiabatic cooling and the emerging X-ray spectrum is characterized by a
recombination delay. Thus the present day kinetic temperature of the Local
Bubble is about 43,000 K, considerably less than the canonical value of 106
K. Nonetheless there are significant contributions to the X-ray emission up
to 1 keV (Fig. II-25).
Unser Sonnensystem ist in eine Lokale Wolke eingebettet, die teilweise ionisiert ist. Diese Wolke ist das uns am nächsten gelegene Gebiet des ISM, und liegt selbst inmitten der Lokalen Blase. Man hat durch spektroskopische Untersuchungen festgestellt, dass die Wolke eine Temperatur von etwa 7000 K und eine Teilchendichte von etwa 0.3 cm-3 hat. Unter diesen Bedingungen ist der aus Beobachtungen abgeleitete Ionisationsanteil von HeII im Vergleich zu HII zu hoch, d.h. He ist überionisert. Die dafür erforderliche Ionisationsrate von 4.5 10-15 s-1 kann weder vom diffusen Strahlungsfeld der Sterne noch von dem einer Lokalen Blase mit einer Temperatur von 106 K im Stoßionisationsgleichgewicht aufgebracht werden. Die neuen dynamischen Entwicklungsmodelle der Lokalen Blase mit Nichtgleichgewichtsionisation (NEI) können jedoch durch eine besonders starke HeII-Rekombination (Abb. II-25) die erforderliche Rate, sowie gleichzeitig den beobachteten Fluss im weichen Röntgenbereich, liefern (Zusammenarbeit mit E. Jenkins, Universität Princeton).
Our
solar system is embedded in a partially ionised Local Cloud, which is the
closest patch of ISM, and which itself resides within the Local Bubble. It
has been inferred spectroscopically that the cloud temperature is about 7000
K and the density is about 0.3 cm-3. Under these conditions the
observationally determined ionisation fraction of HeII in comparison to HII
is too high, i.e. He is overionised. The required ionisation rate of 4.5 1015
s-1 cannot be provided, neither by the diffuse radiation field of
the stars nor a Local Bubble plasma with a temperature of 106 K in
collisional ionisation equilibrium. The new dynamical evolution models of the
Local Bubble, based on non-equilibrium ionisation (NEI), predict both the
required rate due to a strong HeII recombination line (Fig. II-25),
and also provide the observed flux of soft X-ray photons (collaboration with
E. Jenkins, Princeton University).
Fig II-26: Chandra image of Cygnus X-3. The (point like) X-ray source is surrounded by a halo of radiation scattered on interstellar dust. The scale of the image is 100 arcsec ´ 100 arcsec. The horizontal 'line' across the source is due to an instrumental effect.
Eine schon vor 27 Jahren vorgeschlagene Methode zur geometrischen Entfernungbestimmung von Röntgenquellen konnte nun erstmals mit Chandra an Cygnus X-3 realisiert werden. Dabei wird die Streuung von Röntgenstrahlung an interstellarem Staub ausgenützt: da die gestreute Strahlung einen etwas weiteren Weg zurücklegen muss, erscheinen alle Helligkeitsschwankungen entsprechend verzögert in dem die Quelle umgebenden Streuhalo. Durch Analyse und Korrelation der Lichtkurven bei verschiedenen radialen Abständen von der Quelle konnte eine Entfernung von 9 kpc errechnet werden. Der noch relativ große Messfehler von 20% resultierte vor allem daraus, dass die Beobachtungszeit kürzer als eine Periode von Cyg X-3 war (Abb. II-26).
Using Chandra data of Cyg X-3 we succeeded for the first time in applying a method, developed 27 years ago, to directly determine the geometric distance to X-ray sources. The method implies the existence of a halo of radiation scattered on interstellar dust. Any intensity variations of the source itself appear delayed and smeared out in the halo. By analysing and correlating the X-ray light curves at different radial distances from the source, we could determine the distance to Cyg X-3 to be approximately 9 kpc. The statistics in this data set are meagre because the observing time was shorter than one orbital period of Cyg X-3 (Fig. II-26).
Aschenbach, Becker, Breitschwerdt, Burwitz, Dennerl, Diehl, Haberl, Kretschmer, Plüschke, Predehl, Sasaki, Schönfelder, Stadlbauer, Trümper
Fig. II-27: X-ray and gamma-ray emission from the Galactic ridge measured by RXTE and OSSE, compared with predictions for emission from protons and electrons with hard (upper solid line) and two soft (dashed line and lower solid line) spectra.
Der Ursprung der Hochenergie-Emission aus dem "Galactic Ridge", die von RXTE, GINGA, OSSE und COMPTEL im harten Röntgen- und niederenergetischen Gammastrahlen-Bereich beobachtet wurde, ist nicht verstanden. Es scheint unmöglich, diese als Emission einer Population von Punktquellen zu erklären. Eher scheint ein diffuser Ursprung wahrscheinlich. Wir haben die harte Röntgenstrahlung untersucht, die von suprathermischen Elektronen (10–500 keV) über Bremsstrahlung, oder von Protonen (10–500 MeV) über inverse Bremsstrahlung erzeugt wird. Wir nehmen nun an, dass die Beschleunigung "in situ" aus dem heißen thermischen Plasma im interstellaren Medium erfolgt. Normalerweise sollte die Beschleunigung von Protonen die der Elektronen dominieren. Allerdings sollten dann die assoziierten Kernanregungs-Gamma-Linien von 12C und 16O sehr intensiv sein, falls die Zusammensetzung der Kosmischen Strahlung derjenigen der hochenergetischen Kosmischen Strahlung entspricht. Nun wird bei der "in situ" Beschleunigung die Protonenkomponente stark unterdrückt. Damit wird ein Widerspruch zu den Obergrenzen für Linien von COMPTEL und OSSE vermieden. Im Prinzip könnten sowohl Elektronen- als auch Protonen-Prozesse die Hochenergie-Emission erklären; aber mit Protonen ergibt sich eine viel größere Energiedichte. Daher favorisieren wir die Emission von Elektronen. Jedenfalls scheint diese diffuse Hochenergiestrahlung von großer Bedeutung für den Energiehaushalt der Galaxis zu sein. Abb. II-27 zeigt das vorhergesagte harte Röntgenspektrum (von Protonen oder Elektronen) im Vergleich zu RXTE und OSSE-Daten
The
origin of the intense hard X-ray and low-energy gamma-ray emission from the
Galactic ridge observed by RXTE, GINGA, OSSE and COMPTEL is not understood.
It seems impossible to explain it as the combined emission from a population
of discrete sources, and a diffuse origin therefore seems more plausible. We
have therefore investigated an origin of the hard X-rays from suprathermal
electrons (10–500 keV) emitting via
bremsstrahlung, or from suprathermal protons (10–500 MeV) via inverse
bremsstrahlung. The acceleration is assumed to occur in situ in the interstellar
medium, from the hot thermal plasma. Acceleration of protons is normally
expected to dominate that of electrons. However a major objection to
suprathermal protons has been the associated nuclear excitation gamma-ray
line emission in 12C and 16O, which arises if the
composition is similar to high-energy cosmic rays. In situ acceleration from
the thermal plasma strongly suppresses the heavier nuclei and there is hence
no conflict with the upper limits on lines from COMPTEL and OSSE. Both
electron and proton emission processes could explain the X-ray emission, and
require the same energy going into accelerated particles, but suprathermal
protons require a much larger ambient energy density. Therefore the suprathermal
electron mechanism seems most acceptable. In any case this diffuse X-ray
emission seems to be of major significance for the energetics of the Galaxy.
Fig. II-27 shows the predicted hard X-ray spectrum (from protons
or electrons) compared with RXTE and OSSE data.
Die Verteilung von Supernovae innerhalb der Galaxis ist inhomogen in Raum und Zeit. Dies wirkt sich aus in stochastischer Injektion kosmischer Strahlung von Supernova-Überresten. Wenn man die von EGRET auf dem COMPTON-Satelliten beobachteten Exzesse diffuser galaktischer Gammaemission oberhalb 1 GeV als inverse-Compton-Emission versteht, weist dies auf räumliche Inhomogenitäten für TeV Elektronen hin, was die Bedeutung stochastischer Effekte unterstützt. Unser Modell für die Ausbreitung kosmischer Strahlung und Gamma-Emission ist mit der Hinzunahme stochastischer Quellen erweitert worden. Damit schätzen wir den Einfluss auf die Spektren und Himmelskarten, wie die von EGRET und COMPTEL, oder von zukünftigen Experimenten wie GLAST und MEGA, ab.
The
distribution of supernovae in the Galaxy is inhomogeneous in both space and
time. As a consequence the injection of cosmic rays from supernova remnants
is stochastic. If the excess Galactic gamma-ray emission above 1 GeV observed
by EGRET on the COMPTON Observatory is interpreted as due to inverse-Compton
emission, this suggests a large spatial inhomogeneity of TeV electrons, which
supports the importance of stochastic effects. Our model for the propagation
of cosmic rays and the related gamma-ray emission has been extended to include
stochastic supernova remnant sources, and is being used to study the effects
on the spectrum and sky maps as observed by EGRET and COMPTEL and expected
from future projects like GLAST and MEGA.
Diehl, Dogiel, Moskalenko, Schönfelder, Strong