Wo liegen die Grenzen Stellarer Dynamos Ursprung und

Wo liegen die Grenzen Stellarer Dynamos ? Ursprung und Natur von Hochenergie-Emission auf B-Sternen, Braunen Zwergen und T Tauri Sternen Beate Stelzer Osservatorio Astronomico di Palermo

Magnetische Aktivität. . . . Emission von Strahlung und Beschleunigung von Teilchen infolge Energiefreisetzung durch das Magnetfeld 1 -20 MK X-rays KORONA TRANSITION REGION 100000 K EUV 10000 K UV, H 6000 K visuell SONNE: Magnetfeld räumlich koinzident mit Hochenergieemission CHROMOSPHÄRE PHOTOSPHÄRE (A) RUHE-EMISSION permanenter Untergrund (B) FLARES dynamische Prozesse

Der stellare Dynamo in der mean field MHD Induktionsgleichung ∂B/∂t = × (v × B) - η∙ 2 B + ×(v´ ×B´) Induktion Diffusion turbulente EMF 1 st order smoothing approximation: v´×B´ = ∙B − β∙ ×B kinematische Helizität turbulente Diffusion ∂B/∂t = × (v × B) + ∙ ×B − (η +β)∙ 2 B -Effekt: Bildung von magnetischen Bögen in aufsteigender Materie Ω-Effekt: Konversion von polarem in toroidales Feld durch diff. Rotation j { × (v×B) = v ∙ ( B) − v ∙ B B Btor =0 Ω Bpol Btor

Magnetische Aktivität im HR Diagramm Wind shocks voll radiativ O Braune Zwerge X-ray Imaging (hohe Empfindlichkeit) optisches Monitoring (Rotation + Aktivität ? ) 3. B 5 A A 7 voll konvektiv solar-like a -dynamo (in overshoot-layer) a 2 -dynamo ? turb. dynamo ? F G K M M 3 L X-rays von B/A Sternen X-ray und IR imaging (hohe räuml. Auflösung) 2. B rad. Kern + konvektive Hülle Aktivität/Akkretion auf TTS hoch-aufgelöste X-ray Spektroskopie (Emissionslinien-Diagnostik) Vor-Hauptreihe: Kontraktion+Akkretion T Tauri Ha H- upt Br rei en he ne : n sub-stellar: Braune Zwerge 1. keine X-rays Dissipation von magnetischen Feldern

Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse Dynamo wird unwirksam bei Sp. T ~ A 7. . . F 3, Aber X-rays beobachtet von späten-B/frühen-A Sternen (Caillault & Zoonematkermani 1989, Schmitt et al. 1993, Berghöfer et al. 1996, Hünsch et al. 1998. . ) kühle Begleiter ? Empirisch: heisse Sterne: lg(Lx /Lbol )= -7 ay nd riv d - )= l Lx ( Lg o /L b -7 wi en r X- es so c ur kühle Sterne: lg(Lx /Lbol)= -3. . -4 GESUCHT: Sterne frühen Sp. typs (A, B) mit Begleiter von spätem Sp. typ (G, K, M) X-ray Beobachtungen mit ROSAT: (Schmitt et al 1993; Huelamo et al. 2000) • Begleiter emittieren X-rays • viele Systeme nicht auflösbar (ROSAT HRI 5“; ROSAT PSPC 20“) • ca 1/3 der Primärsterne detektiert Huelamo et al. 2000: X-rays from Lindroos systems

Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse Beobachtungs-Strategie K-band C+D 1. Adaptive Optik Beobachtungen (Suche nach kühlen Begleitern) ADONIS/3. 6 m ESO Hubrig et al. (2001) 49 X-ray B-Sterne 19 Begleiter Huelamo et al. (2001) 3 X-ray B-Sterne 1 Begleiter Shatsky & Tokovinin(2002) 115 OB-Sterne 96 Begleiter NICS/3. 6 m TNG, La Palma 3 Nächte im Aug 03 und Jan 04 (~20 A-Sterne am Nordhimmel) 2. X-ray Nachfolgebeob. mit hoher räuml. Auflösung (Lokalisierung der X-ray Quelle) Chandra/ACIS: ~ 1“ Stelzer et al. 2003, A&A 407 5 “eigene“ A/B Sterne + ca. 20 A/B Sterne aus Chandra-Archiv 1. IR Spektroskopie von B/A Sternen (Suche nach engeren Begleitern) Pilot-Studie NTT/Sof. I, 2002 (PI Huelamo) 2. IR Spektroskopie von Begleitern (Natur der Begleiter ? ) beantragt am VLT, April 2004 (PI Hubrig) A

Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse AO und X-ray Imaging ACIS-S X-rays von Begleitern B + C ADONIS C Keine X-rays von Primärstern A A Huelamo, unpublished Vorläufiges Ergebnis (Stelzer et al. 2003, A&A 407): Von 5 Systemen mit IR Begleitern X-rays von 4 (+1? ) der IR Begleiter, 2 B-Sterne (1 spektroskopischer Doppelstern) Companion. Hypothese bestätigt

Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse X-ray Eigenschaften beobachtet Chandra simuliert Chandra basierend auf ROSAT Parametern ROSAT Temperatur zu niedrig, Leuchtkraft zu hoch Spektrum ist nötig um Plasmaparameter abzuleiten ! Spektren der A/B-Sterne und der (kühlen) Begleiter verschieden ?

Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen TTS = kühle Vorhauptreihensterne c. TTS w. TTS Class III 105. . . 7 a 106. . . 7 a Klassische und weak-line TTS repräsentieren verschiedene Evolutionsstufen, aber haben ähnliches Alter auf individueller Basis Braune Zwerge = Objekte mit Masse zu gering für H-Brennen Tracks aus Burrows et al. (1997) Das substellare Limit hängt vom Alter ab ! Junge BZ: bei Sp. T~M 6/M 7 Alte BZ: wandert zu späteren Sp. T (kühlerer Oberflächentemp. )

Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen X-ray Leuchtkraftfunktionen von TTS Taurus-Auriga w. TTS in Taurus-Auriga zeigen stärkere X-ray Emission als c. TTS ! wie in Orion (Flaccomio et al. 2002) aber: kein Unterschied in Lx von c. TTS und w. TTS in Cha (Feigelson et al 1993), R Oph (Grosso et al. 2000), IC 348 (Preibisch & Zinnecker 2001) Stelzer & Neuhäuser 2001, A&A 377 Rolle des Drehimpuls ?

Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen Rotations-Aktivitäts Beziehung. . gibt Aufschluss über den Dynamomechanismus Späte Hauptreihen-Sterne: Lx ~ (v sini)2. . . Pallavicini et al (1981) Vorhauptreihen-Sterne: Korrelation zwischen Lx und Prot in Taurus-Auriga (Neuhäuser et al. 1995, Stelzer & Neuhäuser 2001) aber keine Korrelation in Orion (Flaccomio et al. 2002) Zusammenhang mit Drehimpulsentwicklung ? • schnell rotierende w. TTS • langsam rotierende c. TTS (disk-locking) „Alter“ der Sternentstehungsregion

Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen Rotations-Aktivitäts Beziehung. . gibt Aufschluss über den Dynamomechanismus ND = -Effekt Diffusion · Ω-Effekt Diffusion ~ 1/R 0 2 RO = PRot / τconv Conv. turnover time Rotationsperioden aus photometrischem Monitoring aus Entwicklungsrechnungen (e. g. Ventura et al. 1998) Späte Hauptreihen-Sterne: Lx/Lbol ~ 1/RO 2. . . Pizzolato et al (2003) Vorhauptreihen-Sterne + Braune Zwerge: (A) 2 – Dynamo ? (falls keine diff. Rotation; rotationsabhängig) (B) turbulenter Dynamo ? (fluktuierendes Feld; 1 nicht rotationsabhängig und kleinskalig) / (A) X-ray Beobachtungen (B) Suche nach Rotationsperioden: Calar Alto 2. 2 m 13 n ESO/Chile NTT(3. 6 m) 4 n Kitt Peak 2. 4 m 5 n Lick 3 m

Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen X-rays von Braunen Zwergen in Cha I ROSAT Detektion von BZ in Cha. I (Neuhäuser & Comeron 1998) 6 BZs or BZ Kandidaten detektiert 30 ksec XMM-pointing in Cha. I (Stelzer, Micela & Neuhäuser, 2004, A&A in press) • Bestätigt ROSAT Detektionen • Cha. Ha 4, 10, 11 aufgelöst • Lightkurven (flares auf 2 BZ) und Spektren Kein dramatischer Unterschied zu TTS

Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen Zukünftige X-ray Beobachtungen von BZ Chandra AO 5 geplant für 2004: 3 BZ Begleiter zu Hauptreihensternen von unterschiedlichem Alter; Untersuchung des Teff / Alter Parameterraum Chandra AO 6 beantragt, März 2004: 3 nahe (<10 pc) H -emittierende M 8. . . M 9 Zwerge; Untersuchung des Zusammenhangs chromosph. +koronaler Emission

Hochaufgelöste X-ray Spektroskopie von stellaren Koronen Instrumentelle Verbesserungen ZAMS d. M 1 e+d. M 1 e post TTS (40 Myr) d. M 1 Pre-MS (10 Myr) X-ray Spektren mit hoher Auflösung (E/ΔE ~ 1000) Identifikation von individuellen Emissionslinien • starker Sauerstoff in allen jungen Sternen • starkes Neon, schwaches Eisen auf der Vorhauptreihe ! (TW Hya) K 7

Hochaufgelöste X-ray Spektroskopie von stellaren Koronen He-ähnliche Ionen als Plasmadiagnostik Plasma im koronalen Gleichgewicht: Kollissionsanregung + Strahlungabregung Die Dichtediagnostik R : f/i OVII =r =i =f low-density limit Porquet et al. (2000) Kollisionsanregung von 3 S nach 3 P UV Strahlungsfeld kann hohe ne vortäuschen !

Hochaufgelöste X-ray Spektroskopie von stellaren Koronen OVII Triplett: R-Verhältnis XMM Chandra YY Gem – ZAMS Stern TW Hya – klassischer TTS 3. 38 +- 0. 57 3. 24 +- 0. 82 0. 06 +- 0. 03 (Stelzer & Schmitt 2004, A&A 418) 0. 54 ? (Kastner et al 2002) (Stelzer et al. 2002, A&A 392) ne < 2 1010 cm-3 Low density ne > 1012 cm-3 High density

Hochaufgelöste X-ray Spektroskopie von stellaren Koronen Ist TW Hya eine einzigartige stellare X-ray Quelle ? 1. Elementhäufigkeiten Metalldefizit, ausser Ne 2. 2. Dichte 3. 2 Grössenordnungen höher als 4. andere Sterne 5. 3. Temperaturstruktur 6. weiches ´isothermes´ Spektrum 7. 4. Variabilität 8. abwesend oder irregulär X-ray Emission von einem von staubbildenden Elementen abgereichertem Akkretionsshock? Test auf anderen c. TTS: XMM-Newton Beobachtung von BP Tau, July 2004 (PI Schmitt)

Ursprung von X-rays der B/A-Sterne Hoch-aufgelöste X-ray Spektroskopie Variabilitätsstudie des w. TTS V 410 Tau Fernandez (Granada) Schmitt (Hamburg) Huelamo, Hubrig (ESO Chile) Zinnecker (Potsdam) Opt. follow-up of X-ray sources Koordinierte. Multi-l Beobachtungen XMM, Chandra Calar Alto, ESO, Mt. Maidanak, Kitt Peak, . . . STERNE KORONA X-ray, radio (Sub)stellare Magnetische Aktivität BRAUNE ZWERGE X-rays und Alter, Temperatur, Rotation, . . 10^5. . . 7 a 10^8 a >10^9 a STERNENTST. REGIONEN S Ori Taurus Cha I+II Orion OFFENE HAUFEN Plejaden NGC 2362 FELD Denis J 1228 Micela, Flaccomio (Palermo); Feigelson (Penn State); Neuhaeuser (Jena) Chromosphäre, Photosphäre (optisch: Ha, spots) Photometr. Monitoring Suche nach Rotationsperioden (Flecken) Jayawardhana (Michigan) Billeres (ESO Chile) Rotations-Aktivitäts Bez.

Ursprung der X-rays von Sternen mittlerer Masse { • „pinpointing the X-ray source“: Chandra 5 + 20 B-Sterne beobachtet • AO Suche nach Begleitern: 3 Nächte beobachtet ( ~ 20 Sterne) • IR Spektroskopie Suche nach Begleitern: Pilot-Studie • IR Spektroskopie Natur der Begleiter: ESO beantragt • Koronen auf ro. Ap Sternen; Chandra beantragt Daten für Doktorarbeit bereit Dynamo auf T Tauri Sternen und Braunen Zwergen • BZ untersch. Alters und Temperatur; Chandra geplant 2004 • Halpha emittierende VLM Sterne und BZ; Chandra beantragt • Cha II, SOri Sternentstehungsregion; XMM beobachtet • Opt. Follow-up von X-ray Quellen in TW Hya; Daten für Diplomarbeit bereit • Opt. Follow-up von X-ray Quellen in Cha I und Cha II; ESO beantragt • photometr. Monitoring in versch. Sternentstehungsregionen; Daten für Doktorarbeit bereit Hochaufgelöste X-ray Spektroskopie von stellaren Koronen • w. TTS TWA-5 b; XMM beobachtet; Datenanalyse durch Argiroffi et al. • c. TTS BPTau; XMM geplant für Juli 2004 (PI Schmitt) Multiwellenlängen-Kampagnen für aktive Sterne • w. TTS V 410 Tau; Kampagne Nov 2001; Stelzer et al. 2003, A&A 411; Fernandez et al, A&A subm. • w. TTS V 410 Tau; Kampagne Nov 2003; Daten bereit