Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

Spektralatlas für Astroamateure 48
13 Herbig Ae/Be und T Tauri Protosterne
13.1 Überblick
Bei den Herbig Ae/Be Objekten beobachten wir das stellare
Geburtsstadium der Spektralklassen O – A. Bei den späteren
Typen F – M sind dies analog dazu die T Tauri Sterne. Letztere
werden noch in Classical T Tauri Stars (CTTS) mit intensiven
Emissionslinien und Weak T Tauri Stars (WTTS) mit vorwiegend
Absorptionslinien unterteilt. Die Grenze wird dabei durch die
Äquivalenzbreite EW der Hα Emissionslinie bestimmt. Gemäss
[2] gilt das Objekt als CCTS, falls EW > |10Å|, gemäss anderen
Autoren auch EW > |5Å|.
Diese sog. YSO (Young Stellar Objects) bilden sich aus kontrahierenden Gas- und Staubwolken.
Durch diesen gravitationsbedingten Vorgang steigt im Zentrum die Temperatur bis
die Wasserstofffusion einsetzt und der Stern zu leuchten beginnt. Ab jetzt bewegt er sich
im groben Zeitrahmen von einigen Hunderttausend bis Millionen Jahren im HRD von oben
her auf die Hauptreihe, wo er sich letztlich stabilisiert. Deswegen werden diese Objekte
auch PMS Sterne (Pre-Main-Sequence) genannt [2].
In dieser Phase formiert sich die Materie Wolke zu einer rotierenden
Akkretionsscheibe und verdeckt so mindestens zeitweise den zentralen
Stern. Ein Teil des sog. Akkretionsflusses landet aber nicht auf dem
entstehenden Protostern, sondern wird beidseitig senkrecht zur Scheibe
und parallel zur Rotationsachse als Jet ausgestossen [275]. Durch
diesen abgelenkten Materialfluss entsteht in diesem Fall ein kegelförmiger,
bipolarer Nebel (Grafiken Wikipedia). In einigem Abstand kann
dieser Jet mit interstellaren Materiewolken kollidieren und so kurzlebige,
neblige Strukturen bilden, sog. Herbig Haro Objekte. Diese werden
nach George Herbig und Guillermo Haro benannt.Eine detaillierte Darstellung
dieser Effekte ist in [275] zu finden.
Diese jungen PMS Sterne sind noch sehr instabil, was sich optisch in
stark irregulären Helligkeitsschwankungen äussert. In einer späteren
Phase beginnen sich aus dem übrig gebliebenen, protoplanetaren
Scheibenmaterial Planeten zu bilden.
13.2 Spektrale Merkmale
Diese markante Instabilität äussert sich auch im Spektrum. Typischerweise zeigt es Emissionslinien
der Balmerserie, sowie der Ca II Fraunhofer H und K Linien. Abhängig vom Zustand
der Akkretionsscheibe und unserer Perspektive bezüglich des Objekts, können noch
zahlreiche Fe I und Fe II Linien, sowie Ti II sichtbar werden [270]. Vorwiegend bei späten
WTTS T Tauri Sternen sind oft hauptsächlich Absorptionsspektren zu sehen, welche dann
eine relativ genaue Klassierung des Sterns ermöglichen.
Gray Corbally [2] stellen ein Klassierungssystem für Herbig Ae/Be Sterne vor. Kriterien sind
dort unter anderem:
- Die Präsenz und Intensität von Emissionslinien der H-Balmerserie
- Die Präsenz sowie ein allfälliger λ Shift von sog. Shell Cores in der Balmerserie. Das sind
H-Emissionslinien, welche aus rotationsverbreiterten, photosphärischen Senken
aufsteigen.
- Die Präsenz von Emissionslinien ionisierter Metalle, speziell das Fe II (42) Multiplet