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2024-09-15T09:25:53Z

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[[Datei:Protostellar jet.jpg|mini|T-Tauri-Stern mit Staubscheibe und Jet]]
'''T-Tauri-Sterne''' ('''TTS''', benannt nach dem Prototyp dieser [[Sternklasse]], [[T Tauri]], einem irregulären [[Veränderlicher Stern|Veränderlichen]] in einer [[Dunkelwolke|dunklen Staubwolke]] im Sternbild [[Stier (Sternbild)|Stier]]<ref name="bela" />) sind junge [[Stern]]e mit einem Alter von weniger als einer Million Jahren, der [[Spektralklasse]] F bis M sowie einer Masse zwischen 0,07 und 3 [[Sonnenmasse]]n.<ref>''[http://www.abenteuer-universum.de/sterne/sternentwick.html Sternentwicklung.]'' Bei: ''abenteuer-universum.de.''</ref> Sie befinden sich oberhalb der [[Hauptreihe]] und damit in einer frühen Phase ihrer [[Stern #Sternentwicklung|Entwicklung]], in der sie noch kontrahieren.<ref name="bela">''[http://www.bela1996.de/astronomy/tau-t.html Das T-Tauri-Sternsystem.]''</ref> In ihren Kernen finden noch keine oder erst seit kurzem [[thermonukleare Reaktion]]en statt.

Solche Sterne befinden sich noch nicht im [[Hydrostatisches Gleichgewicht|hydrostatischen Gleichgewicht]], wodurch sie zu mehr oder weniger heftigen Ausbrüchen neigen. Starke bipolare Strömungen treten mit einigen hundert Kilometern pro Sekunde aus ihrem Innern aus; dort, wo diese [[Jet (Astronomie)|Jets]] [[Schockfront]]en bilden und das [[Interstellares Gas|interstellare Gas]] erhitzen, können leuchtende Nebel, genannt [[Herbig-Haro-Objekt]]e, beobachtet werden.

T-Tauri-Sterne sind in der Regel im Inneren dichter [[Interstellare Wolke|interstellarer Wolken]] neben jungen Sternen der Spektralklassen O und B zu finden. Trotz ihrer frühen Entwicklungsphase sind sie [[Leuchtkraft|leuchtkräftiger]] als Hauptreihensterne, die dieselbe Temperatur aufweisen. Ihre [[Lichtspektrum|Spektren]] weisen mitunter einige starke [[Emissionslinie]]n auf, die aus einer dünnen Gashülle stammen, die sich um diese Sterne herum befindet. Insbesondere in der [[Rho-Ophiuchi-Wolke]] wurde eine große Anzahl dieser Sterne aufgrund ihrer starken [[Infrarot]]emission gefunden. Lokale Verbände aus T-Tauri-Sternen werden als ''T-[[Sternassoziation|Assoziationen]]'' bezeichnet.

T-Tauri-Sterne sind häufig von einer [[Protoplanetare Scheibe|zirkumstellaren Scheibe]] umgeben, die als Vorläufer von [[Planetensystem]]en betrachtet werden. Vom inneren Bereich dieser Scheibe bilden sich entlang der Magnetfeldlinien des Sterns Gasströme, durch die Materie aus der Scheibe auf den Stern fließt ([[Akkretion (Astronomie)|Akkretion]]). Nahe der Sternoberfläche erreicht die einfallende Materie annähernd [[Schallgeschwindigkeit]] und wird in einer Stoßfront abgebremst, wodurch ein oder mehrere heiße Flecke mit Temperaturen von bis zu einer Million [[Kelvin]] entstehen.<ref>{{Literatur |Autor=J. Bouvier, K. Grankin, L. E. Ellerbroek, H. Bouy, D. Barrado |Titel=AA Tau’s sudden and long-lasting deepening: enhanced extinction by its circumstellar disk? |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1304.1487v1}}</ref>

== Zirkumstellare Scheiben ==
{{Hauptartikel|Protoplanetare Scheibe}}
[[Datei:TTauriStarDrawing.jpg|mini|Künstlerische Darstellung eines T-Tauri-Sterns mit einer zirkumstellaren Akkretionsscheibe]]
Alle T-Tauri-Sterne zeigen einen [[Infrarotexzess]] aufgrund einer zirkumstellaren Scheibe mit Abmessungen von einigen hundert [[Astronomische Einheit|Astronomischen Einheiten]]. Die Scheibe entsteht als eine Folge des [[Drehimpuls]]es in der [[Molekülwolke]], aus der sich der Stern gebildet hat. Aufgrund des [[Pirouetteneffekt]]s bei der Kontraktion der Wolke durchläuft die Materie eine Scheibe. In dieser wird durch Reibung ein Teil des Drehimpulses abgebaut, wobei der größte Teil des Drehimpulses über einen [[jet (Astronomie)|Jet]] abtransportiert wird. Im Laufe der Entwicklung löst sich die Scheibe auf durch:<ref>{{Literatur |Autor=Christian Gräfe, Sebastian Wolf, Veronica Roccatagliata, Jürgen Sauter, Steve Ertel |Titel=Mid-infrared observations of the transitional disks around DH Tau, DM Tau, and GM Aur |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1108.2373v1}}</ref>
* [[Akkretion (Astronomie)|Akkretion]] von Materie auf den T-Tauri-Stern
* [[Sternwind]]e
* [[Photoevaporation]] durch Strahlung des T-Tauri-Sterns oder benachbarter Sterne im umgebenden [[Sternentstehung]]sgebiet
* Staubbildung
* Entstehung von [[Exoplanet]]en oder [[Brauner Zwerg|Braunen Zwergen]].
Dadurch entstehen in den zirkumstellaren Scheiben Zonen mit geringer Materie[[dichte]]: ein zentrales Loch mit einem wachsenden Durchmesser von einigen Astronomischen Einheiten sowie Ringe, in denen Exoplaneten Materie akkretiert haben. Nach einigen Millionen Jahren bleibt eine reine Staubscheibe zurück wie bei [[Wega]] und [[Beta Pictoris]], die sich im Laufe der Zeit durch [[Strahlungsdruck]] komplett auflöst.

Die Suche nach Exoplaneten um T-Tauri-Sterne wird zwar dadurch begünstigt, dass ein junger Planet mit einem Alter von wenigen Millionen Jahren einen größeren Radius hat als nach dem Abschluss der Kontraktion. Aber die ausgeprägte [[Photometrie|fotometrische]] und [[Spektroskopie|spektroskopische]] Veränderlichkeit dieser Sternklasse erhöht das [[Rauschen (Physik)|Rauschen]] erheblich.

Möglicherweise ist um den 7–10 Millionen Jahre alten WTTS-Stern 2MASS J05250755+0134243 in der Orion-OB1a/25-Ori-Region ein [[Hot Jupiter|heißer Jupiter]] mit einer [[Umlaufdauer]] von 0,44 Tagen fotometrisch und spektroskopisch nachgewiesen worden. Allerdings würde dieser Exoplanet innerhalb der [[Roche-Grenze]] des M3-Sterns umlaufen und innerhalb kurzer Zeit durch [[Gezeitenkraft|Gezeitenkräfte]] zerstört werden.<ref>{{Literatur |Autor=Julian C. van Eyken u. a. |Titel=The PTF Orion Project: a Possible Planet Transiting a T-Tauri Star |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1206.1510}}</ref>

== Veränderlichkeit ==
Fast alle T-Tauri-Sterne zeigen sowohl eine zyklische als auch eine unregelmäßige Veränderlichkeit ihrer [[Lichtkurve]]n:
* die zyklischen Helligkeitsänderungen können von einer Art von [[Bedeckungsveränderlicher Stern|Bedeckungslichtwechsel]] stammen, der durch den Umlauf von Klumpen aus zirkumstellarem Material um den jungen Stern entsteht.
* ein teilweise beobachteter [[Rotationsveränderlicher Stern|Rotationslichtwechsel]] (ist immer zyklisch) wird dagegen mit dunklen [[Sternfleck]]en auf der Oberfläche der rasch rotierenden jungen T-Tauri-Sterne in Verbindung gebracht.<ref>{{Literatur |Autor=Sneh Lata, A. K. Pandey, Maheswar G., Soumen Mondal, Brijesh Kumar |Titel=Photometric search for variable stars in young open cluster Berkeley 59 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1108.1014v1}}</ref>
* die unregelmäßigen Helligkeitsänderungen sind eine Folge von Schwankungen in der [[Akkretion (Astronomie)|Akkretionsrate]] der T-Tauri-Sterne. Die [[Wärmestrahlung|thermische Strahlung]], die beim Einfall von Materie auf die Sternoberfläche frei wird, stellt nämlich einen erheblichen Anteil am gesamten Strahlungshaushalt dar.
* daneben kann die magnetische Aktivität der T-Tauri-Sterne zu im [[Weißlicht]] beobachtbaren (unregelmäßigen) Flares führen, vergleichbar den [[Sonneneruption]]en und den Ausbrüchen von [[Flare-Stern]]en. Die Flares können auch im Bereich der [[Röntgenstrahlung]] nachgewiesen werden mit einer Leistung von bis zu einigen 1032 [[erg (Einheit)|erg]]/Sekunde.<ref>{{Literatur |Autor=Akiko Uzawa u. a. |Titel=A Large X-ray Flare from a Single Weak-lined T Tauri Star TWA-7 Detected with MAXI GSC |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1108.5897v1}}</ref> Als Flares werden auch Ereignisse mit erhöhter Akkretion bezeichnet, die zu einem Anstieg der optischen und der Röntgenhelligkeit führen.
* unregelmäßige Helligkeits- und spektrale Änderungen werden mit der [[Rayleigh-Taylor-Instabilität]] in Verbindung gebracht. Diese führt zu einer temporären Ausbildung von ''Zungen'' vom inneren Rand der Akkretionsscheibe zu den magnetischen Polen des Sterns. Diese Zungen bestehen wahrscheinlich nur für einen Bruchteil einer stellaren [[Rotationsperiode]].<ref>{{Literatur |Autor=Ryuichi Kurosawa, M. M. Romanova |Titel=Spectral variability of classical T Tauri stars accreting in an unstable regime |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1301.0641}}</ref>
* wie andere junge stellare Objekte zeigen T-Tauri-Sterne auch eine Veränderlichkeit im mittleren [[Infrarot]], wo die meiste Strahlung als Emission von der Akkretionsscheibe stammen sollte. Diese Veränderlichkeit scheint unperiodisch mit [[Amplitude]]n von bis zu 0,5 [[Scheinbare Helligkeit|mag]] in einem charakteristischen Zeitraum von 10 Tagen zu erfolgen, und die Amplitude scheint mit dem Alter abzunehmen. Diese Veränderlichkeit wird interpretiert als Veränderungen in der Akkretionsrate, strukturelle Änderungen der inneren Scheibe, Turbulenzen in der Scheibe, oder als Veränderungen in der Dicke bzw. in der [[Dichte]] der Scheibe, was jeweils die [[Extinktion (Astronomie)|Extinktion]] des zentralen Sterns verändert.<ref>{{Literatur |Autor=Christopher M. Faesi u. a. |Titel=Potential Drivers of Mid-Infrared Variability in Young Stars: testing physical models with multi-epoch near-infrared spectra of YSOs in ρ Oph |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1209.5749}}</ref>

Zwei Klassen [[eruptiv veränderlicher Stern]]e sind mit den T-Tauri-Sternen nah verwandt:
* die [[FU-Orionis-Stern]]e sind vor ihren Ausbrüchen T-Tauri-Sterne und entwickeln sich während des Ausbruchs zu F-G-[[Überriese]]n im Optischen und zu [[Roter Riese|Roten Riesen]] im Infraroten. Die Ausbrüche dauern mehrere Jahrzehnte an und werden als ein Aufleuchten der Akkretionsscheibe ähnlich den [[Zwergnova]]eruptionen gedeutet.<ref>{{Literatur |Autor=Colin Aspin |Titel=The Continuing Outburst of V1647 Orionis: Winter/Spring 2011 Observations |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1108.1504v2}}</ref>
* Auch die [[EX Lupi|EX-Lupi]]-Sterne ([[EXor]]s) sind vor und nach dem Ausbruch nicht von anderen T-Tauri-Sternen unterscheidbar. Sie zeigen ein K-M-[[Sternspektrum|Spektrum]], die Dauer der Eruptionen liegt in der Größenordnung von Monaten bis Jahren. Während der Ruhephasen liegt die Akkretionsrate bei 10−7 Sonnenmassen pro Jahr. Im Ausbruch steigt die Rate um einen Faktor 1000 an und führt zum Aufleuchten der Pseudo[[photosphäre]].<ref>{{Literatur |Autor=D. Garcia-Alvarez u. a. |Titel=Multi-Wavelength Study of the 2008–2009 Outburst of V1647 Ori |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1108.0828v1}}</ref>

Eng verwandt mit den T-Tauri-Sternen und den [[Herbig-Ae/Be-Stern]]en ist eine weitere Gruppe veränderlicher junger Sterne, die [[UX-Orionis-Stern]]e. Diese auch UXOR genannten Sterne zeigen in ihren Lichtkurven Minima mit Tiefen von bis zu 2,5 Magnituden bei Zyklenlängen zwischen 8 Tagen und 11 Jahren. Die Minima werden verursacht durch eine veränderliche Verdunkelung des Sterns durch zirkumstellares Material in Form von [[Interstellarer Staub|Staub]], [[Planetesimal]]en oder Haufen [[komet]]arer Körper. Die Tiefe und Form der Minima ist großen Änderungen von Zyklus zu Zyklus unterworfen.<ref>{{Literatur |Autor=S. C.-L. Hu, W. P. Chen |Titel=Photometric Observations of the Young Cluster Variable GMCephei |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1202.5084v1}}</ref> Überraschenderweise scheint bei den Minima der UX-Orionis-Sterne der [[Farbindex]] blauer zu werden. Dies wird zurückgeführt auf ungewöhnliche Eigenschaften des Staubs, eine Selbstabschattung von Teilen der Akkretionsscheibe oder eine aufgestaute Mauer aus Materie im inneren Bereich der Scheibe.<ref>{{Literatur |Autor=W. P. Chen u. a. |Titel=A Possible Detection of Occultation by a Proto-planetary Clump in GM Cephei |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1203.5271v1}}</ref>

Daneben gibt es bei einigen T-Tauri-Sternen tiefe periodische Minima mit Perioden von mehr als 1 Tagen, wobei die Dauer der Minima bis zu 2/3 der Periode betragen kann. Dies wird als ein [[Bedeckungsveränderlicher Stern|Bedeckungslichtwechsel]] in einem [[Doppelstern]]system interpretiert, wobei der Begleiter von einer Staubscheibe umgeben ist. Die Fluktuationen in der Minimadauer und Tiefe sind eine Folge von veränderlichen Staubkondensationen in der Scheibe und von [[Präzession]]seffekten durch dritte Körper im Doppelsternsystem.<ref>{{Literatur |Autor=Marıa V. Rodrıguez-Ledesma u. a. |Titel=An unusual very low-mass high-amplitude pre-main sequence periodic variable. |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1207.2494v1}}</ref>

== Spektrum ==
T-Tauri-Sterne zeigen eine [[Spektralklasse]] später als F.

Anhand des optischen Spektrums werden die T-Tauri-Sterne aufgeteilt in
* ''klassische T-Tauri-Sterne'' (''cTTS'') mit einer [[Äquivalentbreite]] der [[Balmer-Serie|Hα-Linie]] größer als etwa 10 [[Ångström (Einheit)|Å]]
* ''Weak-Line-T-Tauri-Sterne'' (''wTTS''; „[[emissionslinie]]n<nowiki />schwache“ T-Tauri-Sterne) mit einer Äquivalentbreite der Hα-Linie kleiner als etwa 10 Å.
Daneben gibt es noch die Klasse der ''nackten T-Tauri-Sterne'' (''nTTS''). Bei ihnen ist ''keine'' [[Akkretionsscheibe]] im nahen Infrarot nachweisbar. Der innere Teil der zirkumstellaren Scheibe ist durch Akkretion, [[Planet]]enbildung, [[Sternwind]], [[Photodissoziation]] oder [[Strahlungsdruck]] freigefegt worden.<ref>{{Literatur |Autor=Jeffrey S. Bary, David A. Weintraub |Titel=Detection of Molecular Hydrogen orbiting a “Naked” T Tauri Star |Sammelwerk=The Astrophysical Journal |Band=576 |Datum=2002 |Seiten=L73–L76}}</ref>

Die Spektren der T-Tauri-Sterne (sowohl cTTS als auch wTTS) zeigen im Vergleich zu Hauptreihensternen und jungen [[Offener Sternhaufen|offenen Sternhaufen]] wie den [[Plejaden]] in ihren Atmosphären eine hohe Häufigkeit von [[Lithium]]. Dies wird als ein Anzeichen für das geringe Alter der T-Tauri-Sterne interpretiert, da Lithium bereits bei Temperaturen unterhalb des [[Wasserstoffbrennen]]s durch [[thermonukleare Reaktion]]en zerstört wird. Da der Energietransport in T-Tauri-Sternen noch fast vollständig durch [[Konvektion]] erfolgt, wird in ihren ersten Millionen Jahren das [[Lithium Dip|Lithium fast vollständig zerstört]]. Auch die Position der T-Tauri-Sterne im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]] zeigt ihr geringes Alter, da sie zwischen der [[Hayashi-Linie]] und der Hauptreihe platziert sind.<ref>{{Literatur |Autor=Lucas A. Cieza u. a. |Titel=The Herschel DIGIT Survey of Weak-line T Tauri Stars: implications for disk evolution and dissipation |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1211.4510}}</ref>

T-Tauri-Sterne zeigen ausgeprägte [[Emissionslinie]]n, wie sie auch viel schwächer in der [[Chromosphäre]] der Sonne nachgewiesen werden können. Diese Emissionslinien sind ein Anzeichen für starke magnetische Aktivität, die durch den [[Zeeman-Effekt]] direkt nachgewiesen werden konnte, sowie für die [[Ionisation]] des inneren Rands der Akkretionsscheibe durch den Stern. Daneben zeigen viele T-Tauri-Sterne unmittelbar an den Emissionslinien [[Blauverschiebung|blauverschobene]] [[Absorptionslinie]]n. Aus dieser Eigenschaft sind die dynamischen Materieflüsse abgeleitet worden, die inzwischen auch mittels direkter Abbildung als bipolare Ausflüsse und Jets nachgewiesen werden konnten.

Eine Unterklasse der T-Tauri-Sterne, die ''YY-Orionis-Sterne,'' zeigen – neben abströmendem Gas – durch rotverschobene Absorptionslinien auch im optischen Spektrum den Einfall von Materie auf den jungen Stern.<ref>{{Literatur |Autor=Gibor Basri |Titel=T Tauri stars: from mystery to magnetospheric accretion |Sammelwerk=Star-Disk Interaction in Young Stars. Proceedings IAU Symposium No. 243 |Datum=2007 |Seiten=13–22 |DOI=10.1017/S1743921307009374}}</ref>

Charakteristisch für klassische T-Tauri-Sterne ist die geringe Tiefe und Breite der [[Absorptionslinie]]n in ihren Spektren. Dieses Phänomen wird im Englischen als ''veiling'' („Verschleierung“) bezeichnet. Das ''Veiling'' bei den cTTS kann durch Modellspektren simuliert werden, die eine Akkretion entlang der [[Feldlinie]]n eines [[Magnetfeld]]s mit einer [[Flussdichte]] von 1000 bis 3000 [[Gauß (Einheit)|Gauß]] annehmen. Dabei wird das Gas durch die [[Gravitation]]skräfte auf eine Geschwindigkeit bis zu 300 km/s beschleunigt, und oberhalb der Oberfläche des Sterns bildet sich eine [[Schockwelle]] aus, in der die Geschwindigkeit um den Faktor 4 abgebremst wird. Dabei heizt sich das Gas auf eine Temperatur in der Größenordnung von einer Million Grad auf und strahlt seine [[thermische Energie]] im Bereich der Röntgen- und [[UV-Strahlung]] ab. Ungefähr die Hälfte der freiwerdenden Energie fließt abwärts und bildet auf dem Stern an dem Fußpunkt des Akkretionsstroms einen heißen Fleck. Das ''Veiling'' ist eine Folge des Kontinuum-Spektrums aus dem heißen Fleck, das sich dem Spektrum aus den ruhigen Zonen des klassischen T-Tauri-Sterns überlagert.<ref>{{Literatur |Autor=A. V. Dodin, S. A. Lamzin |Titel=Interpretation of the Veiling of the Photospheric Spectrum for T Tauri Stars in Terms of an Accretion Model. |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1209.1851}}</ref>

== Magnetfelder ==
Das Modell der [[Magnetosphäre|magnetosphärischen]] Akkretion wurde entwickelt nach der Beobachtung von Magnetfeldern in der Größenordnung von einigen tausend [[Gauß (Einheit)|Gauß]] an der Oberfläche von T-Tauri-Sternen anhand des [[Zeeman-Effekt]]s. Das Magnetfeld dringt in die zirkumstellare Scheibe ein und dominiert in einem Abstand von einigen Sternradien, dem Co-Rotationsradius, die Akkretion der Materie aus der Scheibe. Diese fließt dabei entlang der Magnetfeldlinien auf die Pole des Magnetfelds. Die nachgewiesenen [[Spektrallinie|Absorptions- und Emissionslinien]] der T-Tauri-Sterne können durch das Modell der magnetosphärischen Akkretion gut erklärt werden. Das starke Magnetfeld der T-Tauri-Sterne wird mit der hohen Rotationsgeschwindigkeit der jungen Sterne in Verbindung gebracht aufgrund der Akkretion.<ref>{{Literatur |Autor=Scott G. Gregory, Jean-Francois Donati |Titel=Analytic and numerical models of the 3D multipolar magnetospheres of pre-main sequence stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1110.5901v1}}</ref> Nach dem Auflösen der [[Akkretionsscheibe]] zerfällt auch das stellare Magnetfeld innerhalb einiger Millionen Jahre und erreicht nur noch Werte um einige Gauß.

Das Magnetfeld ist auch der Grund für die beobachteten Rotationsgeschwindigkeiten der T-Tauri-Sterne. Fällt Materie mit einer Akkretionsrate von 10−7 [[Sonnenmasse]]n pro Jahr über eine Million Jahre lang auf einen Stern ein, würde sich aus der Erhaltung des [[Drehimpuls]]es eine Rotationsgeschwindigkeit nahe der kritischen (an der der Stern nicht mehr stabil ist) ergeben. Die gemessenen Rotationsgeschwindigkeiten liegen aber nur bei 10–20 Prozent dieses Wertes. Das stellare Magnetfeld sorgt über zwei Mechanismen für eine Reduktion des Drehimpulses bei den cTTS:<ref>{{Literatur |Autor=S. A. Artemenko, K. N. Grankin, P. P. Petrov |Titel=Rotation Effects in Classical T Tauri Stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1301.2493}}</ref>
* Über einen [[Sternwind]], der den stellaren Magnetfeldlinien folgt und damit Drehimpuls abtransportiert.
* Über das ''Disk-Locking'', bei dem das stellare Magnetfeld mit dem [[ionisiert]]en Gas in der Akkretionsscheibe wechselwirkt.

== Röntgenstrahlung ==
Wie andere junge stellare Objekte zeigen T-Tauri-Sterne im Vergleich zu [[Hauptreihe]]nsternen eine 1.000- bis 10.000-fach höhere Aktivität im Bereich der [[Röntgenstrahlung]]. Die Röntgenstrahlung nimmt mit dem Alter langsam ab und ist im Gegensatz zu Hauptreihensternen ''nicht'' von der Rotationsgeschwindigkeit abhängig. Es wird vermutet, dass Röntgenstrahlung von einem magnetisch eingeschlossenen [[Plasma (Physik)|Plasma]] der [[Korona (Sonne)|Korona]] ausgeht.<ref>{{Literatur |Autor=F. Alexander, T. Preibisch |Titel=X-ray activity and rotation of the young stars in IC 348 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1112.4290v1}}</ref>

Die Intensität der Röntgenstrahlung unterliegt starken Schwankungen, und Ausbrüche dürften mit der Akkretion von Gas aus der zirkumstellaren Scheibe zusammenhängen. Bei diesen Akkretionsereignissen bilden sich [[Stoßwelle]]n in der Korona und erhitzen sich auf mehrere Millionen [[Kelvin]]. Die permanente Röntgenstrahlung der T-Tauri-Sterne wird dagegen wie bei der Sonne mit der magnetischen Aktivität in Verbindung gebracht.<ref>{{Literatur |Autor=A. K. Dupree u. a. |Titel=TW Hya: Spectral Variability, X-Rays, and Accretion Diagnostics |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1202.6373v1}}</ref> Letztere auf der magnetischen Aktivität beruhende Röntgenstrahlung tritt allerdings auch in Form von [[Sonneneruption|Flares]] auf und ist daher ebenfalls variabel.

Einige T-Tauri-Sterne in [[Doppelstern]]systemen zeigen eine [[Periode (Physik)|periodische]] Modulation der Röntgenhelligkeit, wobei die Periode der Bahn[[umlaufdauer]] der Doppelsterne entspricht. Dabei steigt die Intensität der Röntgenstrahlung im [[Periastron]] signifikant an. Dieses Phänomen wird auch als [[Pulsed Accretion]] bezeichnet. Um jeden der jungen Sterne hat sich eine Akkretionsscheibe gebildet, die im Periastron durch die [[Gravitationskraft|Gravitationskräfte]] des Begleiters aus dem Gleichgewicht gebracht wird und zu einem Anstieg der Akkretionsrate führt.<ref>{{Literatur |Autor=Ana Ines Gomez de Castro u. a. |Titel=XMM-Newton monitoring of the close pre-main-sequence binary AK Sco. Evidence of tide driven filling of the inner gap in the circumbinary disk |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1301.6966}}</ref> Neben der Röntgenhelligkeit steigt auch die Intensität der [[Infrarot]]helligkeit an.<ref>{{Literatur |Autor=James Muzerolle u. a. |Titel=Pulsed Accretion in a Variable Protostar |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1301.5921}}</ref>

== Sternwinde ==
Bei den T-Tauri-Sternen werden drei Komponenten von Ausflüssen beobachtet, die Materie an das interstellare Medium transferieren:<ref>{{Literatur |Autor=Hans Moritz Günther |Titel=Accretion, winds and outflows in young stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1210.4182}}</ref>
* ein kontinuierlicher Wind von der Oberfläche der Akkretionsscheibe, dessen Temperatur zu niedrig ist, um Moleküle aufzubrechen, und der nur Geschwindigkeiten von einigen 10 km/s erreicht;
* ein X-Wind aus dem zentralen Loch der Akkretionsscheibe, der Geschwindigkeiten von einigen 100 km/s erreicht;
* ein Sternwind von der Oberfläche des CTTS. Bei einem Teil der T-Tauri-Sterne wird dieser Wind durch eine Wechselwirkung mit dem X-Wind [[Kollimation|kollimiert]] zu einem Jet mit einem Winkel von nur wenigen Grad.

== Braune Zwerge ==
Das T-Tauri-Stadium wird nicht nur bei Sternen beobachtet, die genügend Materie besitzen, um das [[Wasserstoffbrennen]] zu zünden. Auch bei [[Brauner Zwerg|Braunen Zwergen]] sind im Alter von einigen Millionen Jahren Anzeichen für chromosphärische Aktivität nachgewiesen worden, wie
* Sternflecken
* Infrarotemission von Staubscheiben
* ausgeprägte [[Hα]]-Linien durch Akkretion
* Anzeichen für Staubbildung
* Wachstum und bipolare Ausflüsse in Form von Jets.<ref>{{Literatur |Autor=B. Riaz |Titel=Accretion and Outflow Activity in Brown Dwarfs |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1307.3166v1}}</ref>
Diese jungen Braune Zwerge rotieren extrem langsam, was als ein Anzeichen für die Ausbildung eines globalen Magnetfelds interpretiert wird. Bei diesen massearmen T-Tauri-Sternen verfügen die zirkumstellaren Scheiben nur über einige millionstel Sonnenmassen und sind damit um mehrere Größenordnungen kleiner als bei normalen T-Tauri-Sternen. Dies gilt auch für die Akkretionsraten von einigen 10−12 bis 10−10 Sonnenmassen pro Jahr. Die Spektralklasse der Braunen Zwerge im T-Tauri-Stadium ist später als M6 und nimmt mit zunehmendem Alter weiter ab. Es wird keine nennenswerte Akkretion mehr bei Braunen Zwergen mit einem Alter von mehr als fünf Millionen Jahren beobachtet.<ref>{{Literatur |Autor=V. Joergens, A. Pohl, A. Sicilia-Aguilar, Th. Henning |Titel=The bipolar outflow and disk of the brown dwarf ISO217 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1205.3166v1}}</ref>

== Beispiele ==
* [[T Tauri]], [[CVSO 30]]

== Weblinks ==
{{Commonscat|T Tauri stars|T-Tauri-Sterne}}
{{Wiktionary|T-Tauri-Stern}}
* [http://www.wissenschaft-online.de/astrowissen/lexdt_t05.html Wissensportal für Astrophysik.] Von Andreas Müller, Astrophysiker

== Einzelnachweise ==
<references />

{{Normdaten|TYP=s|GND=4186382-3}}

[[Kategorie:T-Tauri-Stern| ]]
[[Kategorie:Sternklasse der Eruptiv Veränderlichen Sterne]]

T-Tauri-Stern - Versionsgeschichte

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