schneelinie

letzten Jahren schnell gewachsenen Teil­
welche im Rahmen der Überprüfung der
gebiet der Astronomie – eine enge Ver­
Funktionstüchtigkeit des Observatoriums
Emission von HCO+ finden und somit die
CO-Schneelinie – gleichbedeutend mit der
knüpfung. Die relativen Häufigkeiten von
aufgenommen, und anschließend der ge­
Außenkante dieses Rings – direkt abbil­
Kohlenstoffmon­oxid und Dia­zen zeigen
sam­ten astronomischen Gemeinde zur
dabei eine stark negative Korrelation, das
Verfügung gestellt werden.
den (siehe Kasten auf S. 21).
Schneelinien in protoplanetaren Schei­
heißt, dass Diazen nur in solchen Regio­
nen vorkommt, in denen es kein gasför­
miges Kohlenstoffmon­oxid gibt. Durch
die Beobachtung der Häufigkeit von N2H+
Aldehyd-Region innerhalb der ­Schneegrenze
ben kommt vielfache Bedeutung zu. Sie er­
lauben nicht nur Einblicke in deren Tem­
peratur- und Dichteverteilung. Vielmehr
In so gewonnenen Daten der protoplane­
spielen sie eine wohl nicht zu unterschät­
erzeugte das For­scher­team deshalb quasi
taren Scheibe um den Stern HD 163296
zende direkte Rolle bei der Entstehung
ein Negativabbild der Häufigkeit von CO.
suchte das Forscherteam gezielt nach der
von Planeten. Zum einen vergrößern die
Die starke N2H+-Emission in Form eines
Staubteilchen durch das Ausfrieren ihre
Rings außer­halb von 30 AE ist somit ein
spektralen Signatur des deuterierten Al­
dehydkations DCO+. Darin ist gegenüber
eindeutiger Hinweis auf das Ausfrieren
dem Aldehydkation HCO+ das Wasser­
Eismantel die Wahrscheinlichkeit, dass die
von Koh­lenstoffmonoxid bei eben dieser
stoffatom H durch seinen schwereren Bru­
Staubteilchen koagulieren (zusammenba­
Entfernung vom Protostern – gleichbe­
der Deuterium, D, ersetzt. Dessen kom­
cken) und größere Komplexe bilden, an­
deutend mit der Schneelinie des CO.
Eine ähnliche Strategie zur direkten Ab­
plexe chemische Zusammenhänge sorgen
statt bei Kollisionen lediglich aneinander
für eine lokale Anhäufung in einem re­
abzuprallen oder sich eventuell sogar ge­
bildung der Schneelinie verfolgte auch ein
lativ schmalen Streifen innerhalb der
genseitig zu zerstören. Zum anderen bil­
anderes Forscherteam um Geoff Mathews
Schneegrenze von Kohlenstoffmonoxid.
den sich an der Innenseite der Schneelinie
von der Universität in Leiden. Sie machten
In der Tat konnten die Forscher in ihren
Regionen aus, in denen sich Staubteilchen
sich dabei ALMA-Beobachtungen zu Nutze,
Beobachtungen die erwartete ringförmige
effektiv ansammeln können. In aktuellen
Oberfläche. Ebenso erhöht sich durch den
Modellen der Entstehung unseres Sonnen­
systems besteht zum Beispiel ein direkter
Zum Nachdenken
Zusammenhang zwischen der Schneelinie
Schneelinie
und Saturn. Die Entstehung von Uranus
des Wassers und der Bildung von Jupiter
und Neptun könnte darüberhinaus mit
dem Ausfrieren von Kohlenstoffmonoxid
D
m3 kg –1 s –2 die Gravitationskonstante
TW Hydrae vom Spektraltyp K7
und r  30 AE der Abstand vom Stern
oder auch Methan einhergehen.
Nach Fertigstellung von ALMA wird es
ist von einer protoplanetaren Scheibe
(1 AE  1,496  1011 m). Man berechne
nicht nur möglich, die Schneelinien von
umgeben. Das für die Interpretation
Leuchtkraft Lacc und Temperatur Tacc .
Kohlenstoffmonoxid und an­de­ren Mole­
er orangefarbene T-Tauri-Stern
der Beobachtungen mit ALMA (sie­he
külen quasi routinemäßig zu fin­den, son­
Kurzbericht) verwendete Modell geht
Aufgabe 2: Die vom Stern durch strei­
dern auch sich bildende Pla­ne­ten direkt
von einer Heizung der Staubscheibe
fende Beleuchtung mit der Kennzahl
abzu­bil­den. Solche Be­ob­ach­tun­gen wer­
durch Akkretion von weiter außen be­
a  0,4 R/r resultierende Leucht­kraft­
den schließ­lich die heute gängigen Pla­ne­
findlichen Scheibenteilchen aus, wo­
er­hö­hung in der Zentralebene des
ten­ent­ste­hungs­theo­rien auf den Prüfstand
bei sich die Scheibe in einem Gleichge­
Rings ist:
stellen und neue Kenntnisse über die Bil­
wichtszustand befindet, und durch die
Strahlung des Sterns mit Masse M 
a p R2
Lirr  s Tirr4  –  ––––– s T4.
2 p r2
dung von Pla­ne­ten liefern. Schließlich er­
hofft man sich auch neue Erkenntnisse
0,8 MA, Radius R  1,04 RA und Tem­
Man berechne Leuchtkraft Lirr und
über unser eigenes Sonnensystem, um da­
peratur T  4110 K. In der folgenden
Temperatur Tirr.
mit ein weiteres Puzzleteil zur Lösung der
Abschätzung der Temperatur der Schei­
Frage unserer eigenen Herkunft zu finden.
be wird die viskose Reibung der Teil­
Aufgabe 3: Wie hoch ist die aus Lges 
chen nicht berücksichtigt und ist daher
Lacc  Lirr folgende Gesamttemperatur
Markus Schmalzl ist Postdoc bei »Allegro«
in Wirklichkeit etwas höher. Die Son­
nenmasse ist MA  1,989  1030 kg, der
Tges? Ist es unter den gegebenen Vor­
(ALMA Local Expertise Group), einem Teil des
aus­setzungen bei r hinreichend kalt für
europäischen ALMA Regional Centres.
Sonnenradius ist RA  6,96  108 m.
das Ausfrieren von Koh­len­stoff­mon­
oxid (CO) bei 17 Kelvin? AMQ
Aufgabe 1: Durch Akkretion mit der Rate
.
M  2  10–9 MA/a entsteht in der Zen­
Ihre Lösungen senden Sie bitte bis zum
tral­ebene der Scheibe die Leuchtkraft:
13. November 2013 an: Redak­tion SuW –
Lacc s Tacc4
3
Zum Nach­denken, Haus der As­tro­no­mie,
  
R
.
 ––– G M M r –3 1  –– .
r
8p
Dabei ist s  5,67  10 –8 W m–2 K–4 die
Strahlungskonstante, G  6,6743  10 –11
22
November 2013
MPIA-Campus, Kö­nigstuhl 17, D-69117
Hei­­del­berg. Fax: 06221 528377.
Einmal im Jahr werden unter den erfolg­­
reichen Lösern Preise verlost: siehe S. 109
Literaturhinweis
Qi, C. et al.: Imaging of the CO snow line
in a solar nebula analog. In: Science 341,
S. 630–632, 2013
Mathews, G. S. et al.: ALMA imaging of
the CO snowline of the HD 163296 disk
with DCO+. In: Astronomy & Astrophysics 557, A132, 2013
Sterne und Weltraum