I) Untersuchungen zur Sternentstehung am Stern P1724 (Neuhäuser

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Äquivalentbreite gemessene Stärke der Hα Linie ist bei klassischen TTS (cTTS) größer als ∼ 10 ˚A. Äquivalentbreite ist die Breite eines rechteckigen Streifens, dessen Fläche der des Linienprofils (also der Fläche der Linie im Spektrum) gleich ist. Es wurden in den letzten ∼ 15 Jahren jedoch auch viele TTS mit sehr schwacher Hα Emission entdeckt. Schon sehr bald wurde klar, daß Sterne mit geringer Emissionslinienstärke genauso jung sein können wie cTTS. TTS mit Wλ(Hα) ≤ 10 ˚A bezeichnet man als emissionslinienschwache (‘weak-line’) TTS (wTTS). Die Entwicklung eines massearmen Sterns vom Infrarot-Protostern, der noch von der Wolke eingehüllt wird, über cTTS und wTTS hin zu einem sonnenähnlichen Stern (eventuell mit Planeten) wird in Abb. 4 gezeigt. Falls ein TTS ein Mehrfachsternsystem ist, so können auch schon im frühen Stadium entweder gar keine Scheiben mehr vorhanden sein oder es entwickeln sich zirkumstellare Scheiben um beide Komponenten oder eine zirkumbinäre Scheibe. Die bei allen TTS beobachtete starke Lithium Absorptionslinie bei 6707.7 ˚A dient qualitativ als Indiz für geringes Alter. Allerdings ist es recht schwierig, aus der Lithium Äquivalentbreite quantitativ auf das Alter eines Sterns zu schließen. Lithium wird durch Protonen Einfangprozesse verbrannt, und zwar durch den letzten Teil des PP II-Prozesses: 1H(p, e + ν) 2D(p, γ) 3He(α, γ) 7Be(e − , ν) 7Li(p, α) 4He Insbesondere bei TTS vom Spektraltyp M wird Lithium sehr schnell verbrannt, da bei ihnen wegen besonders geringer Massen und Volumina die Konvektionszonen weit in das sehr heiße Sterninnere hineinreichen und dort Temperaturen bis zu ∼ 2.5 · 106 K erreicht werden, so daß Lithium also tatsächlich verbrannt werden kann. Andererseits werden bei einigen jungen Hauptreihensternen des Plejadenhaufens auch relativ starke Lithiumlinien gefunden, obwohl diese Sterne schon 108 Jahre alt sind. Das Tempo, mit dem Lithium verbrannt wird, hängt sehr von der Temperatur und somit der Tiefe der Konvektionszonen ab. Je masseärmer nun ein Stern ist, desto weniger heiß ist er, desto kleiner ist somit in seinem 8
Abbildung 4: Entwicklungssequenz bei T Tauri Sternen: (A) Protostern, (B) klassischer TTS, (C) weak-line TTS, (D) sonnenähnlicher Stern, und (E) Entwicklungsmöglichkeiten von Doppelsternen; Akkretions-Trichterflüsse und heiße Flecke sind dunkelrot, kalte Flecke schwarz, Röntgenstrahlung emittierende Plasmabögen violett gezeichnet. 9
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