Home, what's new, Kunst, Pforr-Material, Literatur, Musik, Astronomie

Das T-Tauri-Sternsystem

T Tauri ist der Prototyp der T-Tauri-Sterne. Dabei handelt es sich um sehr junge Sterne, die noch nicht die Hauptreihe erreicht haben, oft in leicht sichtbare Nebel eingebettet sind, noch Masse aus einer zirkumstellaren Scheibe akkretieren, aber auch gleichzeitig einen bipolaren Ausfluss zeigen können, der sich über mehrere parsec ausdehnen kann. T Tauri selbst gehört zwar zu den am längsten bekannten Veränderlichen überhaupt, fasziniert aber immer noch wegen vieler noch unerklärter Phänomene Beobachter und Theoretiker gleichermaßen. Mit heutigen Amateur-Aufnahmetechnologien ist - außer der Veränderlichkeit von T Tauri selbst - auch seine Umgebung für Beobachter eine lohnende Aufgabe, wie die folgende Abbildung zeigt:

T Tauri und die umgebenden Nebel T Tauri, Feld mit Anmerkungen
T Tauri und umgebende Nebel, Feldgröße 20' x 20', Norden ist oben.
Farbaufnahme anhand von Platten-Scans der diversen Sky Surveys.

Entdeckungsgeschichte

Bishops Refraktor und Hind
Links das Entdeckungsinstrument (Bishops 7-zölliger Refraktor), rechts der Entdecker, John Russell Hind
T Tauri wurde am 11.10.1852 durch John Russell Hind gleichzeitig mit einem eng benachbarten Nebel entdeckt. Das Entdeckungsinstrument war ein 7"-Refraktor im Privat-Observatorium des reichen englischen Brauereibesitzers George Bishop, der für dieses Observatorium die besten visuellen Beobachter der damaligen Zeit anstellte. Hind verfasste folgende Entdeckungsmeldung für die Astronomischen Nachrichten (Nr. 839):

Last night I noticed a very small nebulous-looking object in A.R. 4h 11m 50s, Dec 19░ 08' for 1825.0, the epoch of our ecliptic charts; it was south, preceding a star of 10 mag, which, to my surprise, had escaped intention on the map for 4h R.A. recently published - possibly it may be variable. The sky all the time was remarkably clear, but the object appeared faint; it preceded 1.2s and was 0.7' south of it. I suppose it will prove a new nebula, none of our catalogues having anything in the above position. Its diameter did not exceed 30".

Obwohl der heute am leichtesten sichtbare Nebel nicht an der Position steht, an der Hind "seinen" Nebel gefunden hat, hat sich für ihn der Name "Hinds Nebel" durchgesetzt. Für diese Entdeckung ist Hind bekannter geworden als durch seine anderen Entdeckungen (immerhin zehn Kleinplaneten, drei Kometen, einige Veränderliche Sterne und mehrere NGC-Objekte). [1][2]

Geschichte des Lichtwechsels

Der Lichtwechsel der T-Tauri-Sterne ist unregelmäßig, und der Prototyp macht von dieser bündigen Aussage keine Ausnahme. Bis etwa 1916 war der Lichtwechsel von T Tauri sehr ausgeprägt, Amplituden bis zu 3 Größenklassen wurden auch in kürzeren Zeiträumen erreicht. Visuelle Beobachtungen [3] (eine Auswertung von Lozinskii anhand von 2000 visuellen Beobachtungen) und fotografische Beobachtungen [4] (Harvard-Platten) zeigen dies gleichermaßen (vgl. Abbildung 1). Seit 1916 ist die Amplitude des Lichtwechsels gering (kleiner als 1 mag) und der Stern für visuelle Beobachter eher uninteressant. Heute zeigt T Tauri Schwankungen von Tag zu Tag um einige Zehntel Größenklassen, und es sind langsame Schwankungen der Durchschnittshelligkeit mit einer Amplitude bis zu einer halben Größenklasse unterlegt, für die eine Zyklenlänge von rund sechs Jahren gefunden wurde.[5]

Lichtwechsel von T Tauri
Fotografische Lichtkurve von T Tauri von 1899 bis 1952.
Der plötzliche Wechsel der Veränderlichkeit nach 1916 ist klar erkennbar. Aus [4], bearbeitet.

Lichtkurve von T Tau
Photoelektrische V-Lichtkurve von T Tauri, aus [5], bearbeitet

T Tauri als Mehrfachstern

T Tauri, Mehrfachsystem T Tauri Sa-Sb
T Tauri im Infraroten (K-Band). Aufnahme des Gemini-Observatoriums mit adaptiver Optik, 20.12.2002. Quelle: [6], bearbeitet. Bahnbewegung von T Tau Sa-Sb. Quelle: [8]
Die zugrundeliegende Bahn hat eine Periode von 21,66 Jahren.
Bisher sind drei Komponenten im T-Tauri-System bekannt. Die im Visuellen einzige sichtbare Komponente wird als T-Tauri-N bezeichnet, nur ihr Lichtwechsel bestimmt die Lichtkurve bis ins nahe Infrarot. Wie im Visuellen ist auch die Amplitude im Infraroten über die letzten Jahrzehnte gering und übersteigt nicht 0,2 mag in den Wellenlängenbereichen K und L.

Etwa 0,7" südlich steht ein Doppelsternsystem, welches aus den Komponenten T-Tau-Sa und T-Tau-Sb besteht. Eine Bahnbewegung sowohl der Komponenten N und S (Sa und Sb) als auch Sa und Sb ist leicht sichtbar. Die aktuellste Bahnbestimmung (Stand 2006) ergibt eine Bahnperiode von 21,66 Jahren [8] und einer grossen Halbachse von 0,082" (entsprechend 11,59 AE in der angenommenen Entfernung von 141,5 pc). Der Abstand beträgt gegenwärtig ca 0,08", was heutzutage leicht zu trennen ist (vergleiche rechts die Aufnahme des Gemini-Observatoriums). Dieses südliche Paar unterliegt einer derart großen Absorption (bis zu 35 mag im Visuellen werden behauptet), dass im Visuellen auch das Hubble-Teleskop dieses Paar nicht nachweisen kann.

Auch diese beiden Komponenten (Sa und Sb) sind veränderlich, wobei eine Amplitude von bis zu 2 bis 3 mag im Infraroten (K und L) gefunden wurde. Die Veränderlichkeit der beiden Komponenten führt zu Schwankungen des Photo-Zentrums bei nicht aufgelösten Beobachtungen und damit zu einer astrometrischen Ungenauigkeit. Als Grund für die Helligkeitsänderungen werden Änderungen der Dichte des absorbierenden Materials entlang der Sichtlinie angegeben.

Alle Untersuchungen zeigen, dass die Komponente T-Tau-Sa die massereichste Komponente des Mehrfachsystems ist: Die aktuellste Untersuchung [8] gibt für ihn 2,73 Sonnenmassen an, etwas weniger als vorhergehende Arbeiten, die bis zu vier Sonnenmassen bestimmten [6]. T-Tau-Sb ist mit großer Wahrscheinlichkeit ein junger Zwergstern vom Spektraltyp M1 [6] und etwa 0,61 Sonnenmassen [8]. Die im Visuellen einzige sichtbare Komponente T-Tau-N hat etwa 2,1 Sonnenmassen [6].

Behauptungen, dass eine nur im Radiobereich nachweisbare Quelle aus dem System geschleudert worden ist, sind durch Folgebeobachtungen widerlegt worden. Quellen der Radiostrahlung sind wahrscheinlich Prozesse in größerem räumlichen Abstand von den Sternen.

T Tauri und die umgebenden Nebel

T Tauri, HH255 T Tauri, Hinds Nebel
A) HH 255 (HST) B) Hinds Nebel (Subaru-Teleskop, 1999)

C) Ovale Staubwolke. Das Feld von B) ist markiert.
Feld: 20'x20'
D) Bipolarer Ausfluss. Feld C) ist markiert.
Feldgröße ca 30'x46'.
Die Beobachtungsgeschichte der umgebenden Nebel ist spannend und interessant, zunächst aber nur die Beschreibung des aktuellen Standes. Nebel gibt es auf mehreren Größenskalen:

Literatur

[1] Barnard, E.E.: On the variable nebulŠ of Hind and Struve in Taurus, and on the nebulous condition of the variable star T Tauri, MNRAS 55, 442 (1895)
[2] Herbig, George H.: T Tauri and Hind's Nebula, ASPL 6, 338 (1953)
[3] Lozinskii, A.M.: Composite Light Curve and Proper motion of T Tauri, Peremennie Zvezdi 7, 76 (1949)
[4] Beck, T.L und Simon, M.: The Variability of T Tau, RY Tau and RW Aur from 1899 to 1952, AJ 122, 413 (2001)
[5] Ismailov, N.Z., Samus, N.N., IBVS 5382 (2003)
[6] Beck, T.L. et al.: A High Spatial Resolution Infrared View of the T Tauri Multiple System, ApJ 614, 235 (2004)
[7] Reipurth, B., Bally, J., Devine, D.: Giant Herbig-Haro Flows, AJ 114, 2708 (1997)
[8] Duchene et al: Accurate stellar masses in the multiple system T Tau. Astr.&Aph sub., astro-ph/0608018v1

 

Lager (für Bilder, Textschnipsel etc

Drei der vier ausgeprägten Nebel bei T Tauri sind auf dieser Aufnahme von John Bally gleichzeitig sichtbar: Hind's Nebel (fast schon überstrahlt) im Zentrum unmittelbar westlich von T Tauri, die ovale Staubwolke, und der bipolare Ausfluss. Feldgröße ca 30 x 46 Bogenminuten, Norden ist oben

Rotationslichtwechsel (vgl.Herbst et al 1986, Ap.J. 310, L71-L75)
Periode 2,798 Tage, Amplitude in V: 0,037mag, in B: 0,054mag, in R: 0,038mag, in I: 0,022mag.
Möglich, dass die Amplitude manchmal größer ist, da der Lichtwechsel durch Rotoation einer inhomogenen Photosphäre zustandekommt.
In Verbindung mit der gemessenen Radialgeschwindigkeit (v sin i=20,1), einem damit abgeschätzten Radius R sin i = 1.1 Sonnenradien und einem aus dem Spektraltyp abgeleitetetn Radius von 5 bis 8 Sonnenradien kann man schließen, dass man den Stern nahezu "pole-on" sieht. Weiteres bei Herbst noch exzerpieren.


Home, what's new, Kunst, Pforr-Material, Literatur, Musik, Astronomie

Autor: Béla Hassforther. Letzte Änderung: 01.10.2006
Adresse dieser Seite: http://www.bela1996.de/astronomy/tau-t.html