Protoplanetare Scheiben – Beobachtung
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Protoplanetare Scheiben – Beobachtung Dynamik des Gravitationskollaps einer Molekülwolke Der Kollaps erfolgt im „freien Fall“ in Richtung des Gravitationszentrums Freifall-Zeit: 104 − 105 Jahre Objekte, die sich noch in der „Freifall-Phase“ befinden, sind a) nur schwer zu entdecken (einfach zu selten) und b) kaum zu beobachten (wegen Isothermie) Isothermie: Temperatur des kollabierenden Gases ändert sich nicht - trotzdem muß freigesetzte potentielle Gravitationsenergie abgeführt werden - Kühlprozesse, an dem eingelagerter Staub sowie eingelagerte Moleküle beteiligt sind, erlauben die Umwandlung in elektromagnetische Strahlung funktioniert solange, wie die Opazität sehr gering ist Die Bildung des Protosterns im Zentrum der Wolke beginnt in dem Moment, wo die Materie „undurchsichtig“ (optisch dick) wird „Wärmestau“ Langsame Kontraktionsphase • Am Ende der „Freifall-Phase“ wird die Temperaturerhöhung durch die effektiver werdende Kühlung durch Staubpartikel noch eine zeitlang effektiv begrenzt • Erst wenn im Bulk-Bereich die Opazität so weit ansteigt, daß die Abstrahlung effektiv blockiert wird, kommt es zu einem „Wärmestau“ – die thermische Energie kann nicht mehr in den freien Raum abgegeben werden. • „Adiabatische Phase“: Temperatur und Druck steigen solange an, bis sich im BulkBereich hydrostatisches Gleichgewicht einstellt. Dadurch wird dort der Kollaps erst einmal gestoppt. • Der Materieeinfall auf die „Oberfläche“ des Protosterns geht jedoch weiter, wodurch sie sich aufheizt bis bei einer Temperatur von ~ 2000 K die endotherm verlaufende Dissoziation der Wasserstoffmoleküle einsetzt. entzieht Energie (Kühlung) Wolkenkern muß weiter schrumpfen, um den Energieverlust auszugleichen Gasdruck und Temperatur im Zentrum steigen weiter bis Ionisation einsetzt „Kühlung“ – „Schrumpfung“ 𝑇~20000 𝐾, 𝜌~1 . . 10 𝑘𝑔/𝑚³ : Ein echter „Protostern“ ist entstanden Akkretionsphase Aufgrund der Drehimpulserhaltung entsteht während des Kollaps eine Materiescheibe um den zentralen Bulk / Protostern. Der sphärisch-symmetrische Kollaps geht aber weiter, d.h. die Materie stürzt von allen Seiten mit Überschallgeschwindigkeit auf Protostern und Scheibe. Masseakkretion: „accretion shock“ heizt sich stark auf - Quelle intensiver IR-Strahlung Bestimmt für ca. 105 Jahre wesentlich die Leuchtkraft des Protostern Aufgrund der Erhaltung des magnetischen Flusses verstärkt sich im Bereich des Bulks / Protostern das Magnetfeld und es entsteht ein dipolartiges Feld symmetrisch zur Rotationsachse (Ursache für die späteren bipolaren Ausflüsse) erreicht die Temperatur im Zentrum ~107 K, bevor die gesamte Hülle akkretiert ist, dann entsteht ein Hauptreihenstern, ansonsten ein Brauner Zwerg Drehimpulsproblem: Bei der Akkretion erhöht sich zwangsläufig der Drehimpuls des Protosterns – d.h. er rotiert immer schneller, bis er auseinander fliegen würde, wenn es keine Prozesse gibt, die Drehimpuls effektiv abführen. Transport in die Scheibe (turbulente Reibungsprozesse – Stichwort „Viskosität“) Transport durch Materiefluß entlang der magnetischen Achsen – bipolare Ausflüsse • Jet-artige (kalte) Materieströme mit Geschwindigkeiten bis zu 300 km/s • Protostern verliert Masse, was aber gewöhnlich durch die Akkretion ausgeglichen wird HERBIG-HARO-OBJEKTE Bei einer Zentraltemperatur von ~106 K zündet das „Deuteriumbrennen“ Energie kann nicht mehr durch Strahlung abgeführt werden Stern wird Voll-konvektiv (M<𝑀⊙ ) oder Hüllen-konvektiv (M>𝑀⊙ ) Stern befindet sich immer noch im Kontraktionsstadium aufgrund anhaltender Akkretion T-Tauri-Stern Starkes Magnetfeld (einige 100 mT) Veränderlichkeit durch Sternflecken Starke Röntgenaktivität (1000 bis 10000x höher als Sonne) Hohe Rotationsgeschwindigkeit Beeinflußt durch Photoevaporation Umgebung (Scheibe) Spezialtyp: FU-Orionis-Sterne „FUors“ T-Tauri-Stern mit protoplanetarer Scheibe und bipolaren Jets Protoplanetare Scheiben - Beobachtungen • Das es Sterne mit Staubhüllen gibt, konnte zum ersten Mal 1984 durch Spektral-Signaturen (IR-Satellit IRAS) am Beispiel der Wega nachgewiesen werden • 1994 gelangen erste Aufnahmen räumlich aufgelöster protoplanetarer Scheiben im Sternentstehungsgebiet Orionnebel mit Hilfe des HubbleTeleskops • Proplyds („protoplanetary disks) lassen sich optisch ähnlich schwer beobachten wie z.B. Exoplaneten Echte „Durchbrüche“ gelangen mit Millimter- und Submillimeterteleskopen (Z.B. ALMA) sowie den Weltraumteleskopen „Spitzer“ und „Herschel“, die im IR arbeiten. IR- Spektroskopie, Molekülspektroskopie liefern Ausgangs- und Vergleichsdaten für theoretische Scheibenmodelle Proplyds im Orionnebel Entfernung: 1350 Lj, Durchmesser ~ 30 Lj ca. 200 identifizierte Proplyds Merkmale: Zentrum T-Tauri-Stern, Scheibenmasse gering (0.02 ... 0.07 𝑀⊙ Scheiben zeigen Wechselwirkung mit heißen Umgebungssternen (z.B. Trapez) Alter < 100000 Jahre Großräumige Struktur eines Proplyds im Orionnebel Heiße Sterne in der Umgebung können die Planetenbildung in geeigneten protoplanetaren Scheiben verhindern – Auflösung der Hüllen durch Photoionisation Protoplanetare Scheiben im Sternkoronographen Hubble-Teleskop: NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer) NICMOS-Aufnahme des Trapezes im Herz des Großen Orionnebels Sternkoronographen-Aufnahme einer protoplanetaren Scheibe mit NICMOS Beispiel: Beta Pictoris Steckbrief: Helligkeit 3.86m, Masse ~2𝑀⊙ , Leuchtkraft ~9 𝐿⊙ , Spektraltyp A5V , T ~8250 K Alter ~12 Millionen Jahre, Entfernung ~63 Lj • Ungewöhnlicher IRExzess (IRAS) • • „Trümmerscheibe“ Durchmesser ~1000 AU (Sonne – Pluto ~ 40 AU) • 2003 Entdeckung eines Exoplaneten (~ 9 𝑀𝐽 ) in „Saturnentfernung“ 3.6 m Spiegel ESO GM Aurigae (T-Tauri-Stern) ~ 1 Sonnenmasse 420 Lj entfernt Scheibendurchmesser ~ 700 AU Neigung der Scheibe gegen die Sichtlinie ~ 50° Scheibenmasse ~ 0.04 𝑀⊙ Ziemlich gutes Analogon zum solaren Urnebel NICMOS – Hubble-Teleskop TW Hydrae: Prominentestes Mitglied der TW-Hydrae T-Assoziation 175 Lj entfernt, ca. 8 Millionen Jahre alt, ~0.8 𝑀⊙ , Scheibendurchmesser ~400 AU Innerer Bereich der Scheibe um TW Hydrae Entdeckung von großen Mengen an Wasserdampf im Außenbereich der protoplanetaren Scheibe um TW Hydrae Wasser-Vorrat im „Wasserdampftorus“ ~9 ∙ 1024 kg Mehrere Tausend irdische Ozeane Nächstes Mal: Protoplanetare Scheiben - Theorie
