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Dissertation zugänglich unter
URN: urn:nbn:de:gbv:18-50458
URL: http://ediss.sub.uni-hamburg.de/volltexte/2011/5045/


X-ray studies of young stellar sources and their jets

Roentgenstudien von jungen stellaren Objekten und ihren Jets

Schneider, Peter Christian

Originalveröffentlichung: (2011) The Chandra X-ray view of the power sources in Cepheus A (A&A 508, 321, 2009), Chandra observation of Cepheus A: the diffuse emission of HH 168 resolved (A&A, 508, 717, 2009), The nature of the soft X-ray source in DG Tauri (A&A, 488, L13, 2008), X-raying the AU Microscopii debris disk (A&A, 516, A8, 2010)
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SWD-Schlagwörter: Protostern , Sternentstehung , Röntgenstrahlung
Freie Schlagwörter (Deutsch): Herbig-Haro Objekt, Protostellare Jets
Freie Schlagwörter (Englisch): Herbig-Haro Object, Protostellar Jets
Basisklassifikation: 39.22
Institut: Physik
DDC-Sachgruppe: Astronomie, Kartographie
Dokumentart: Dissertation
Hauptberichter: Schmitt, Jürgen H. M. M. (Prof. Dr.)
Sprache: Englisch
Tag der mündlichen Prüfung: 04.03.2011
Erstellungsjahr: 2011
Publikationsdatum: 15.03.2011
Kurzfassung auf Englisch: One of the most important questions in astronomy is unanswered since the beginning of astrophysics: How do stars form? While a coarse picture emerged within the last century, the details are still vague and often controversially debated.
We now know that stars form only in the densest parts of galaxies, where hydrogen is mostly in its molecular form. The temperature in these regions is low enough to allow gravity to overcome all other stabilizing forces so that a gravitational collapse can happen. The "birth" of a star itself is not readily observable as the natal core from which the star forms absorbs most visible and even infrared light. One of the earliest signs of new stars are their jets which escape the core and which are often easier to observe than the protostar itself.

Understanding the various processes involved in star formation and stellar evolution requires a multi-wavelength effort. A complete picture will only emerge by combining results from various energy ranges including the X-ray emission from protostars and their jets. X-rays often trace the high energy end of the available spectrum and are associated with some kind of magnetic field.
X-ray emission from protostars directly requires at least a small scale magnetic field while the X-ray emission from protostellar jets indirectly requires a large scale magnetic field for the generation of the jets themselves. My thesis deals with both kinds of X-ray emission as described in the following.

In my thesis a Chandra observation of the high-mass star formation region Cepheus A was analyzed for X-ray emission from the protostars and from the protostellar jets. Seven protostars were detected in X-rays with L_X>1e30 erg/s. One of these sources does not have a known counterpart at other wavelengths and is located on the connecting line between two H_2 emission complexes. Therefore, this new source might be the driving source of the associated protostellar outflow. Only the western part of this jet (HH 168) shows diffuse X-ray emission on scales of approximately 0.1 pc. Notably, the X-ray emission of HH 168 is displaced with respect to the current working surface and the individual concentrations of X-ray emission appear to trace the radio emission in this region. Assuming that the heating happened earlier in the outflow history of HH 168, the spatial displacement can be explained by the long cooling time of the X-ray emitting plasma as indicated by our analysis.

A detailed X-ray study of another protostellar jet showed persistent X-ray emission almost over a whole decade. Three high spatial resolution X-ray observations of the jet from L1551 IRS 5 (HH 154) revealed that the majority of the X-ray emission is always located close to the driving sources. Neither significant spectral nor luminosity changes could be detected. This contrasts the behavior of such objects as observed in the optical, where individual emission complexes clearly show proper motion. The proximity to the driving source and the apparent constancy of the X-ray emission might be related to the flow geometry as individual plasma blobs heated by internal shocks would retain detectable space velocity. Thus, the X-ray emission could be related to the collimation process of the jet.

The X-ray morphology of the classical T Tauri star DG Tau is very similar to that of HH 154. Analyzing high spatial resolution X-ray observations from two epochs, it could be shown that the majority of the X-ray emission related to DG Tau's jet is separated from the stellar position. This inner jet component remains close to the star without any detectable proper motion and therefore resembles the X-ray morphology of HH 154.

Another application of X-ray observations is X-ray absorption spectroscopy to investigate rather cool material. This method was applied to the X-ray spectrum of the nearby active M dwarf AU Mic to study its edge-on debris disk. Upper limits on the amount of individual elements locked in gas or small grains in the disk could be placed. These limits support a scenario in which the inner part of the disk is largely void of gas and small grains.
Kurzfassung auf Deutsch: Eine der wichtigsten Fragen der Astronomie ist seit den Anfaengen der astrophysikalischen Forschung unbeantwortet: Wie entstehen Sterne? Waehrend sich im letzten Jahrhundert ein grobes Bild der Sternentstehung herauskristallisiert hat, sind die Details immer noch vage und oft kontrovers diskutiert. Inzwischen wissen wir, dass Sterne nur in den dichtesten Regionen der Galaxien entstehen, in denen Wasserstoff hauptsaechlich in Molekularform vorliegt. Die niedrige Temperatur in diesen Regionen erlaubt es, dass die Gravitation die Oberhand erhaelt und ein gravitativer Kollaps stattfinden kann. Die "Geburt" eines Sternes ist jedoch nicht einfach zu beobachten, weil das sichtbare und infrarote Licht von der Geburtswolke, aus der der Stern entstanden ist, stark absorbiert wird. Protostellare Jets durchdringen die Geburtswolke und sind daher oft einfacher zu beobachten als die Sterne selbst. Sie sind einer der ersten Hinweise auf einen neuen Stern.

Ein Gesamtbild der Sternentstehung und Sternentwicklung wird sich nur durch eine Kombination von Beobachtungen in verschiedenen Wellenlaengenbereichen, insbesondere unter der Beruecksichtigung der Roentgenemission von Protosternen und ihren Jets, ergeben. Die Roentgenemission stellt oft das hoch energetische Ende des verfuegbaren Spektrums dar und ist haeufig mit der Existenz von magnetischen Feldern verknuepft. Fuer die Roentgenemission von Protosternen wird direkt ein Magnetfeld benoetigt, wohingegen fuer die Roentgenemission von protostellaren Jets indirekt ein Magnetfeld benoetigt wird, da dieses fuer die Entstehung der Jets notwendig ist. Wie im folgenden dargelegt, beschaeftigt sich meine Arbeit mit beiden Arten von Roentgenemission.

In meiner Arbeit wurde eine Chandra Beobachtung der Sternentstehungsregion Cepheus A (Cep A) auf Roentgenemission von Protosternen und protostellaren Jets untersucht. Sieben Protosterne mit L_X>1e30 erg/s wurden detektiert, eine von diesen Quellen war vorher unbekannt. Diese neue Quelle liegt auf der Verbindungslinie zwischen zwei H_2 Emissionsgebieten und koennte daher der Ursprung des zugehoerigen protostellaren Jets sein. Nur der westliche Teil dieses Jets (HH 168) emittiert diffuse Roentgenstrahlung ueber eine Ausdehnung von 0.1 pc. Die Roentgenemission ist allerdings raeumlich versetzt gegenueber der optischen Emission. Unter der Annahme, dass der Aufheizungsprozess zu einem frueheren Zeitpunkt stattfand, kann diese raeumliche Verschiebung durch die lange Abkuehlungszeit des roentgenemittierenden Plasmas erklaert werden.

Die Studie ueber den roentgenemittierenden Jet von L1551 IRS 5 (HH 154) zeigte, dass die Roentgenemission im Wesentlichen stationaer ist, wohingegen optische Emissionsgebiete eine klare Eigenbewegung zeigen. Fuer die Roentgenemission konnten keine signifikanten Veraenderungen in den Spektraleigenschaften und in der Luminositaet festgestellt werden. Die Naehe zur Zentralquelle und das konstante Erscheinungsbild der Roentgenemission von HH 154 koennte mit der raeumlichen Struktur des Jets zusammenhaengen, welche wiederum mit der Jetkollimierung zusammenhaengt.

Die Roentgenmorphologie des Jets des klassischen T Tauri Sterns DG Tau aehnelt der des Jets von L1551 IRS 5. Mittels meiner Analyse von Daten aus zwei verschiedenen Zeitraeumen konnte gezeigt werden, dass auch fuer die innere Komponente des Jets von DG Tau der Grossteil der Roentgenemission nicht mit der stellaren Position uebereinstimmt. Diese innere Jetkomponente zeigt, wie die innere Komponente von HH 154, keine detektierbare Eigenbewegung.

Roentgenabsorptionsspektroskopie stellt eine Moeglichkeit zur Untersuchung von nicht selbst roentgenemittierendem und damit kuehlem Material dar. Diese Methode wurde von mir genutzt, um die Staubscheibe des nahen und aktiven M Zwergs AU Mic zu untersuchen. Die oberen Grenzen der absorbierenden Saeulendichten, die aus dieser Untersuchung abgeleitet wurden, belegen, dass der innere Teil der Scheibe arm an Gas und kleinen Staubteilchen ist.

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