Röntgenemission junger Sterne

Weekly Science Update – Übersetzt von Harald Horneff
Ein neugebildeter Stern hat gewöhnlich um sich herum eine Scheibe aus Gas und Staub. Diese Scheibe (die Quelle möglicher zukünftiger Planeten) kann intensive Röntgenstrahlung erzeugen, wenn ihr Material auf die Sternoberfläche fällt. Man hat durchaus schon Röntgenstrahlung von solchen Sternen gesehen und mit dem Chandra-Röntgenobservatorium sowie anderen Röntgeneinrichtungen untersucht. Abgesehen davon, daß die Röntgenstrahlung ein wichtiges Werkzeug zur Untersuchung der Frage ist, was um den jungen Stern herum vorgeht, beeinflußt sie die Chemie in der Scheibe und kann einen heißen Wind antreiben, der die Form der Scheibe und ihre sich entwickelnden Planeten mitprägt.
Die Astronomen Barbara Ercolano, Jeremy Drake, John Raymond und Cathie Clarke haben die erste Phase eines genauen Computermodells vollendet, welches das heiße Gas um junge Sterne abbildet. Die aufwendigen Berechnungen kommen zu dem Ergebnis, daß das Röntgenstrahlung aussendende Gas nahe dem Stern Temperaturen von ungefähr eine Million Kelvin und in einer Entfernung von einer AU (wo eine mögliche Erde ihre Bahn ziehen könnte) zehntausend Kelvin erreichen kann. Die Gruppe konnte feststellen, daß verschiedene Atomsorten in diesen Regionen angeregt sind und mit neuen Teleskopen beobachtbar sein sollten. Sie sagen die Intensitäten voraus, sodaß später Vergleiche herangezogen werden können, um ihr Model zu verfeinern. Sie sind zudem in der Lage, Verlustraten für die Masse vorherzusagen: etwa ein Tausendstel der Erdmasse pro Jahr, genug, um die Scheibe in wenigen Millionen Jahren zu zerstreuen, würde der Wind unvermindert andauern.
Die Berechnungen waren besonders aufwendig, da große Temperaturbereiche in das Model einbezogen werden mußten: von extrem heiß bis hin zu mehr moderaten Werten von nur einigen Tausend Kelvin. Die Berechnungen schlossen Auswirkungen der ultravioletten Strahlung ebenso wie die der Röntgenstrahlung mit ein. Um die Berechnungen weiter zu erschweren, rotiert und entwickelt sich die Scheibe und hat eine molekulare Komponente, die mit dem Staub vermischt ist und bedacht werden muß. Die Ergebnisse der Gruppe, eine genaue Beschreibung der Korona ähnlichen inneren Region der heißen Scheibe um junge Sterne, bilden einen wichtigen Schritt im Enträtseln sowohl der sich entwickelnden Beschaffenheit von jungen Scheiben als auch auf die Frage, welche Auswirkungen die heißen inneren Bereiche eines jungen Sterns auf das Sonnensystem im Aufbau hat.