I) Untersuchungen zur Sternentstehung am Stern P1724 (Neuhäuser

Abbildung 3: Typische T Tauri Spektren für verschiedene Spektraltypen: M3 (oben), K1 (Mitte) und
G5 (unten). Alle Sterne sind wTTS, also mit schwacher Hα Emission oder durch Emission aufgefüllter
Hα Absorption.
kraft nehmen ab (Kontraktion). Sterne sehr späten Spektraltyps (M), also
sehr geringer Temperatur, entwickeln sich vom Hayashi-Track aus direkt
auf die Hauptreihe hinunter. Massereichere TTS aber entwickeln wegen ih-
rer hohen Temperatur im Inneren einen Kern, in dem Strahlungsgleichge-
wicht herrscht. Sobald dieser entsteht, biegen sie im HRD von dem Hayashi-
Track auf den sog. radiativen Track ab: Hier bleiben Radius (und somit
Leuchtkraft) nahezu konstant, aber die Temperatur nimmt zu. Schließlich
erreichen sie die Hauptreihe (wie z.B. die Plejaden), die man auch als Null-
Alter-Hauptreihe (zero-age main sequence, also ZAMS) bezeichnet (Abb.
2).
T Tauri Sterne haben definitionsgemäß späte Spektraltypen, von ∼ F5
(was einem Stern mit ∼ 3 M⊙ auf der Hauptreihe entspricht) bis ∼ M7 (ca.
0.01 M⊙), daran anschließend gibt es noch braune Zwerge). Mit Hilfe der
Lage bzw. Form des Kontinuums und dem Vorhandensein und der Stärke
von bestimmten Linien kann man den Spektraltyp bestimmen. Einige ty-
pische T Tauri Spektren sind in Abb. 3 gezeigt.
Wesentliche Merkmale fast aller bis etwa 1980 entdeckten TTS sind
die Balmerlinien des Wasserstoffs, insbesondere Hα bei ∼ 6564˚A. Die als
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