sternentstehung/ t-tauri sterne

hallo frank,
T-Tauri Sterne sind junge Sterne mit einer bestimmten masse und einem alter bis zu 1 million jahre.weitere details findest du in wikipedia.
gruß willy

Hallo Stefan,

ob ein Stern in seiner Anfangsphase mal ein T Tauri-Stern war, hängt nur an seiner Masse. Das ganze ist aber eigentlich nur sowas wie eine Definitionssache: T Tauri–Sterne sind junge Sterne der Spektralklassen F bis M mit 0.1 – 2.0 Sonnenmassen. Dazu passend gibt es dann aber noch die sogenannten Herbig Ae/Be - Sterne, dasselbe mit Sternen der Spektralklassen A und B (2 – 8 Sonnenmassen).

Nehmen wir mal eine grobe Übersicht über die Sternentstehung her:
Zunächst mal muß in dem Sternentstehungsgebiet das Jeans-Kriterium (Gravitation übersteigt Gasdruck) erfüllt sein, nur so kann sich ein "Dense Core" oder eine Globule bilden. Zunächst stellt sich ein neues Gleichgewicht mit Strahlungsdruck stellt sich ein. Instabilitäten lösen dann einen Kollaps im freien Fall aus. Im Hertzsprung-Russel-Diagramm nähert sich unser entstehender Stern von rechts an die sogenannte Hayashi-Linie an. Bei der weiteren Kontraktion bewegt er sich entlang dieser Linie senkrecht im HRD, in seinem Inneren stiegen Temperatur und Dichte an. Schließlich ist irgendwann Strahlungsgleichgewicht erreicht, der Stern kontrahiert aber noch weiter. Irgendwann in dieser Zeit löst Kernfusion die Kontraktion als Energiequelle ab, der Stern ist offiziell entstanden. Schließlich steigt die Kerntemperatur soweit, daß Gas- und Strahlungsdruck die Schwerkraft ausgleichen, das hydrostatische Gleichgewicht ist erreicht.

Die T Tauri-Phase ist ein Teil der Protosternphase, die in mehrere Klassen unterteilt ist. Die folgenden Zahlenwerte gelten grob für einen Stern von einer Sonnenmasse.
Class 0: Der Protostern ist komplett in den Core (Ausdehnung ca. 20000 AU) eingehüllt, seine Masse ist nur ein geringer Bruchteil der Coremasse, bipolare Jets bilden sich. Dauer ca. 10000 Jahre
Class I: Die umgebende Hülle schrumpft (ca. 5000 AU) und dünnt aus, der Protostern wird im Infraroten sichtbar, Jets werden ausgeprägter. Dauer mehrere 100000 Jahre
Class II / T Tauri-Stadium: eine Akkretionsscheibe wird sichtbar, Hülle schrumpft auf weniger als 500 AU. Dauer wenige Millionen Jahre. Kernfusion setzt ein.
Class III: Akkretion kommt zum Stillstand, ca. 10 Millionen Jahre bis zur Nullalter-Hauptreihe (ZAMS)

Auch Class III gehört noch zum T Tauri-Stadium. Man unterscheidet die klassischen und die sogenannten weak-line T Tauri-Sterne:
Klassische T Tauri-Sterne zeigen Emissionslinien im Spektrum (Balmer-Serie, Ca II) mit einer Hα-Äquivalentbreite >10 Å, sie sind umgeben von einer optisch dicken Scheibe und zeigen Infrarotexzess durch Staubemission, sowie einen UV-Exzess durch Winde und Akkretion.
Weak-line T Tauri-Sterne (auch "nackte" T Tauri Sterne genannt) haben eine Hα-Äquivalentbreite <10 Å und keinen kein UV- oder IR-Exzess mehr. Die Scheibe löst sich auf, der Akkretionsprozess kommt zum Erliegen. Die Scheibenmaterie fragmentiert, Planeten können sich in der Scheibe bilden.

Gruß,
Caro