Wie entstand unsere Sonne und unser Sonnensystem? Wichtige Erkenntnisse bezüglich dieser Frage erlangen wir mittels Beobachtungen und theoretischen Untersuchungen von sonnenähnlichen, aber sehr jungen Sternen. Diese circa eine Million Jahre jungen Sterne sind eingebettet in einer Wolke aus Staub und Gas, aus der sich eine rotierende Scheibe formt. Diese protoplanetaren Scheiben sind die Geburtsstätten von Planeten.

Im Vergleich zur Sonne befinden sich junge Sterne in einer sehr aktiven und wilden Entwicklungsphase. Sie emittieren 10 000 mal mehr Röntgenstrahlen und produzieren wahrscheinlich auch signifikant mehr stellare energiereiche Teilchen. Weiters befinden sich jungen Sterne noch in ihrer Wachstumsphase da sie noch Materie aus ihre Umgebung einsammeln. Diese Akkretion erfolgt nicht kontinuierlich, sondern ist gekennzeichnet durch ca. 100 Jahre dauernde Phasen von stark erhöhter Materieakkretion. Wir untersuchen die Auswirkung solcher energiereichen Prozesse auf die chemische Entwicklung der zirkumstellaren Wolke mit Hilfe von numerischen Simulationen. Darüber hinaus, versuchen wir, beobachtbare Signaturen zu finden, um die Eigenschaften junger Sterne besser zu bestimmen und zu verstehen.

Unsere Simulationen zeigen, dass in typischen Sternentstehungsregionen das Röngten-Hintergrundstrahlungsfeld nur wenig Einfluss auf die Chemie der Scheibe hat. Der Einfluss von stellaren energiereichen Teilchen zeigt sich anhand von erhöhten Häufigkeiten ionisierter Moleküle. Um den Teilchenfluss junger Sterne zu bestimmen sind räumlich hochaufgelöste Beobachtungen und detaillierte Modelle notwendig. Der Einfluss von Akkretionsausbrüchen zeigt sich in Form von ausgeprägten und beobachtbaren Ring- und X-förmige Strukturen in der Linienemission von Molekülen. Basierend auf unseren Modellen entwickelten wir eine Methode zur direkten Identifizierung von Objekten, die einen bereits vergangenen Akkretionsausbruch durchlebt haben.

By observing and studying solar-like but young stars, we can learn about the young Sun and how our solar system formed. Those young stars, only about a million years old, are very active and are still surrounded by gas and dust. Out of this circumstellar material a rotating disk forms which eventually becomes the birthplace of a planetary system.

Compared to the contemporary Sun, young stars are in an active phase of their evolution. They show up to 10 000 times stronger X-ray emission and possibly also an enhanced production of stellar energetic particles (SP). Young stars still acquire mass via accretion of circumstellar material. In this process, they experience short periods of strongly enhanced mass accretion rates causing a significant increase of the object’s luminosity. We study the impact of such energetic processes on the chemistry of the circumstellar material by using numerical simulations. We aim to identify observational tracers to constrain and to better understand the physical properties of young stars.

Our models show that the presence of a typical cluster X-ray background field has only little impact on the chemistry of protoplanetary disks. Enhanced SP fluxes, as expected for young stars, have a significant impact on disk ionization tracers. To constrain the particle flux, spatially resolved molecular ion observations and detailed modelling is required. The impact of luminosity bursts manifests in spectral line images as observable ring and X-shaped emission patterns. Based on our results, we propose a model-independent method to identify post-burst targets directly from observations.