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Dissertation zugänglich unter
URN: urn:nbn:de:gbv:18-41003
URL: http://ediss.sub.uni-hamburg.de/volltexte/2009/4100/


Accretion, winds and jets: High-energy emission from young stellar objects

Akkretion, Winde und Jets: die Emission junger Sterne im Röntgen und UV Bereich

Günther, Hans Moritz

Originalveröffentlichung: (2009) H. M. Günther & J. H. M. M. Schmitt, A&A, 494, 1041-1051 (2009); H. M. Günther, S. P. Matt & Z.-Y. Li, A&A, 493, 579-584 (2009); H. M. Günther & J.H.M.M. Schmitt, A&A, 481, 735-745 (2008); H. M. Günther, J.H.M.M. Schmitt, J. Robrade & C. Liefke, A&A, 466, 1111-1121 (2007); H. M. Günther, C. Liefke,
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SWD-Schlagwörter: Stellarastronomie , Röntgenquelle , Jet <Astronomie> , Astronomie
Freie Schlagwörter (Englisch): accretion , stellar winds , T Tauri stars
Basisklassifikation: 39.22 , 39.40
Institut: Physik
DDC-Sachgruppe: Astronomie, Kartographie
Dokumentart: Dissertation
Hauptberichter: Schmitt, Jürgen H. M. M. (Prof. Dr.)
Sprache: Englisch
Tag der mündlichen Prüfung: 13.03.2009
Erstellungsjahr: 2009
Publikationsdatum: 16.04.2009
Kurzfassung auf Englisch: This thesis deals with the high-energy emission from young stellar objects, which are on the one hand still actively accreting from their disk, and on the other hand are no longer deeply obscured by their natal cloud. Stars of spectral type B and A are called Herbig Ae/Be (HAeBe) stars in this stage, all stars of later spectral type are termed classical T Tauri stars (CTTS); strictly speaking both types are defined by spectroscopic signatures, which are equivalent to the evolutionary stage described above. In this thesis CTTS and HAeBes are studied through high-resolution X-ray and UV spectroscopy and through detailed physical simulations.


Spectroscopic X-ray data is reduced and presented for two targets: The CTTS V4046 Sgr was observed with Chandra for 100 ks, using a high-resolution grating spectrometer. The lightcurve contains one flare and the He-like triplets of Si XIII, Ne IX and O VII indicate high densities in the X-ray emitting regions. The second target is the HAeBe HD 163296, which was observed with XMM-Newton for 130 ks. The lightcurve shows only moderate variability, the elemental abundance follows a pattern, that is usual for active stars. The He-like triplet of O VII exhibits line ratios similar to coronal sources, indicating that neither a high density nor a strong UV-field is present in the region of the X-ray emission.

Using these and similar observations, it can be concluded that at least three mechanisms contribute to the observed high-energy emission from CTTS: First, those stars have active coronae similar to main-sequence stars, second, the accreted material passes through a strong accretion shock at the stellar surface, which heats it to a few MK, and, third, some CTTS drive powerful outflows. Shocks within these jets can heat the matter to X-ray emitting temperatures. The first is already well characterised; for the latter two scenarios models are presented in this thesis. The accretion shock is treated in a stationary 1D model, taking non-equilibrium ionisations explicitly into account. The magnetic field is strong enough to suppress motion perpendicular to the field lines, so the use of a 1D geometry is justified. The radiative loss is calculated as optically thin emission with the CHIANTI database. A combination of simulated post-shock cooling zone spectra and coronal gas is fitted to the observations of the CTTS TW Hya and V4046 Sgr. Both stars require only small mass accretion rates to power the X-ray emission (2*10^{-10} M_sun/yr and 3*10^{-11} M_sun/yr, respectively).

The CTTS DG Tau is heavily absorbed and the observed soft X-ray emission originates spatially offset from the star. In this thesis a physical model is presented which explains the emission by a shock front travelling along the ejected jet.
Shock velocities between 400 and 500 km/s are required to explain the observed spectrum. For a electron density >10^5 /cm^3 all shock dimensions are so small that they remain undetectable in optical observations as observed.

The spectral resolution in X-rays is not sufficient to analyse the line profiles, so UV data is used for this purpose.
Line profiles extend up to 500 km/s in sample of CTTS observed with FUSE. Likely contribution from both, infalling and outflowing gas, contributes to the observed emission. The current models do not explain the observed line profiles in detail, especially the line width causes problems.

HAeBe stars have hot plasma, which can only be explained as an active corona, similar to the CTTS.
Accretion does not contribute significantly to the X-ray emission, instead the line ratios in the He-like triplets point to an origin in the outflows, similar to the CTTS jets. A model comparable to DG Tau reproduces the observed emission.
Kurzfassung auf Deutsch: Sterne entstehen durch Gravitationsinstabilitäten in molekularen Wolken. Wegen der Erhaltung des Drehimpulses geschieht der Kollaps nicht sphärisch, sondern das Material fällt zunächst auf eine Akkretionsscheibe zusammen. In dieser Doktorarbeit wird hochenergetische Strahlung von Sternen untersucht, die noch aktiv Material von ihrer Scheibe akkretieren, aber nicht mehr von einer Staub- und Gashülle verdeckt sind. In dieser Phase nennt man Sterne der Spektraltypen A und B Herbig Ae/Be (HAeBe) Sterne, alle späteren Sterne heißen klassische T Tauri Sterne (CTTS); eigentlich werden beide Typen über spektroskopische Merkmale definiert, aber diese fallen mit den hier genannten Entwicklungsstadien zusammen.
In dieser Arbeit werden CTTS und HAeBes mit hochauflösender Spektroskopie im Röntgen- und UV-Bereich untersucht und Simulationen für diese Stadien gezeigt.

Für zwei Sterne werden Röntgenspektren reduziert und vorgestellt: Der CTTS V4046 Sgr wurde mit Chandra für 100 ks beobachtet. Die Lichtkurve dieser Beobachtung zeigt einen Flare und die Triplets der He Isosequenz (Si XIII, Ne IX und O VII) deuten auf hohe Dichten im emittierenden Plasma hin. Die zweite Beobachtung enthält Daten für den HAeBe Stern HD 163296, die in 130 ks mit XMM-Newton gewonnen wurden. Diese Lichtkurve zeigt nur wenig Aktivität und die Elementhäufigkeiten entsprechen dem für aktive Sterne üblichem Muster. Das Triplet von O VII ist vergleichbar mit koronalen Quellen, also beeinflussen weder hohe Dichten noch ein starkes UV Feld die Emission.


Aus diesen und ähnlichen Beobachtungen, läßt sich schließen, dass mindestens drei Prozesse zur hochenergetischen Emission vom CTTS beitragen: Zum Einen haben diese Sterne aktive Koronen ähnlich denen normaler Hauptreihensterne, zum Zweiten bildet sich ein starker Akkretionsschock auf der Sternoberfläche, der das von der Scheibe einfallende Material auf mehrere Millionen Kelvin heizt und zum Dritten haben manche CTTS energiereiche Jets. Schocks in diesen Jets können das Material so weit erwärmen, dass es im Röntgenbereich leuchtet. Koronen sind bereits gut studiert; für die anderen beiden Mechanismen werden in dieser Arbeit Modelle vorgestellt. Der Akkretionsschock wird in einem ein-dimensionalen Modell behandelt, welches aber kein Ionisationsgleichgewicht voraussetzt. Die Vereinfachung auf nur eine Dimension ist zulässig, weil das Magnetfeld Bewegungen senkrecht zur Feldrichtung unterdrückt. Die Strahlungsverluste des als optisch dünn angenommenen Gases werden mit CHIANTI berechnet. Eine Kombination aus diesem Modell und koronalem Gas wird an die Beobachtungen von TW Hya und V4046 Sgr angepasst. Für beide Sterne reichen relativ geringe Massenakkretionsraten, um die Röntgenleuchtkraft zu erklären (2*10^{-10}M_sun/yr bzw. 3*10^{-11}M_sun/yr).

In dieser Arbeit wird ein Modell vorgestellt, das die weiche Emission in der Umgebung von DG Tau durch Schockwellen entlang des Jets erklärt. Schockgeschwindigkeiten zwischen 400 und 500 km/s sind notwendig, um das beobachteten Spektrum zu erzeugen. Bei Dichten >10^5/cm^3 ist die Ausdehnung des Schocks so klein, dass erklärt ist, warum er in optischen Beobachtungen nicht entdeckt wird.

Da im Röntgenbereich die spektrale Auflösung nicht für eine Linienprofilanalyse ausreicht, werden UV Daten dafür herangezogen.
Die Linienprofile im UV Bereich der mit FUSE beobachteten CTTS sind bis zu 500 km/s breit. Vermutlich tragen Akkretion und Winde zu der Emission bei, aber im Moment können die Akkretionsmodelle die Linienprofile, besonders die Breite, noch nicht erklären.

HAeBe Sterne besitzen heißes, koronales Plasma, genau wie CTTS. Akkretionsschocks tragen kaum zur Emission bei; das Triplet von O VII weist auf einen Ursprung in Jets ähnlich wie bei DG Tau hin. Ein vergleichbares Modell kann auch hier die Röntgenemission erklären.

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