Protoplanetare Scheiben – Beobachtete Strukturen

Protoplanetare Scheiben – Beobachtete Strukturen
Beobachtung von Strukturen in protoplanetaren Scheiben
Mit Hilfe der Koronographentechnik sowie mittels optischer Interferometrie können
Strukturen in protoplanetaren Scheiben beobachtet und analysiert werden
 wichtig für Vergleiche mit numerischen Scheibenmodellen
 Entstehung großräumiger Strukturen im Zuge der Planetenbildung
 Reale Staubdichteverteilung, abgeleitet aus Opazitätsmessungen (Flächendichte)
 Reale Parameter (z.B. Größe, Dichteverteilung, Strukturen ...)
 Statistische Aussagen (Größe, Masseabschätzung, Alter, Beziehung zum Protostern)
SAO 206462
Helligkeit 8.7 m, Entfernung 450 Lj, Durchmesser der PPD ~160 AU
Simulation
Reale protoplanetare Scheibe
Es zeigt sich, daß, wenn die Planetenbildung eingesetzt hat, aufgrund deren
gravitativen Störungen spiralförmige Strukturen in der Scheibe entstehen
Man vermutet die Existenz von zwei Protoplaneten
NASA Animation SAO 206462 im Sternbild Lupus (Wolf)
Entfernung: 450 Lj
Sternbild Taurus
~ 2 Millionen Jahre alt
Innerer Bereich der Scheibe ist staubfrei
Im Bereich der Innenkante der Staubscheibe (16 AU) entsteht ein Gasplanet (~ 6 Mjupiter)
dessen Alter auf 50000 bis 100000 Jahre geschätzt wird
Aufnahme der
protoplanetaren
Scheibe um LkCa 15
mit dem japanischen
Subaru-Teleskop
+ Sternkoronograph
Aus den Beobachtungen abgeleitete Geometrie der Scheibe
Aus den Beobachtungen
HD 142527
Herbig-Haro-Objekt: Protostern ~ 2.2 MSonne, ~ 20 Lsonne
Entfernung ~ 470 Lj
Struktur der protoplanetaren Scheibe um HD 142527
1.
Zwischen 0.3 und 30 AU existiert über einer massearmen inneren Scheibe (Staubanteil ~ 2.5 ∙ 10−9 𝑀⊙ )
ein sphärisches Halo mit einem noch eine Größenordnung geringeren Staubanteil um den Ae/Be-Stern.
Wie dieses Halo physikalisch zustande kommt, ist noch nicht klar. Der geringe Staubanteil der inneren
Scheibe ist vielleicht dadurch bedingt, daß sich ein großer Teil des ursprünglich vorhandenen Staubes
bereits zu Planetesimale bzw. Protoplaneten entwickelt hat. Auf jeden Fall tritt er hier zu einem hohen
Prozentsatz nicht mehr in einer amorph agglomerierten, sondern in einer kristallin-silikatischen Form
(Durchmesser der Partikel ca. 0.01 mm) auf, wie man es auch als Ausgangsmaterial von Gesteinsplaneten
erwarten würde. Mineralogisch handelt es sich dabei um Forsterit, Olivin und Aluminiumoxid (Korund).
2.
Zwischen ~30 AU und ~130 AU öffnet sich ein disk gap zwi-schen der inneren Scheibe und der äußeren
Scheibe, in der nur sehr wenige kleine Staubpartikel zu finden sind. Es wird spekuliert, ob einer oder
mehrere Gasriesen (jupiters) dieses gap verursacht haben oder ob es andere Mechanismen gibt (z.B.
photoevaporation), die für die geringe Staubkonzentration in dieser Region verantwortlich gemacht werden
kann.
3.
Hinter der Lücke beginnt die mächtige äußere Scheibe. Sie verursacht den großen IR-Exzeß, durch welchen
die Astronomen erst auf HD 142527 aufmerksam wurden. Ab einer Entfernung von 130 AU türmt sich das
Scheibengas mit dem eingelagerten Staub auf jeder Seite der Scheibenebene auf über 60 AU auf (Kriterium
dafür ist das Erreichen einer optischen Tiefe von 𝜏 = 1). Dabei ist davon auszugehen, daß das Gas in der
gesamten äußeren Scheibe (sie erstreckt sich über 200 AU) stabil hydrostatisch geschichtet ist. Ihr
Staubgehalt wird auf ~10−3 𝑀⊙ geschätzt. Außerdem konnten spektrale Merkmale von Wassereis
nachgewiesen werden, die sich am besten durch die Präsenz mikrometergroßer Silikatpartikel mit
Eisummantlung erklären lassen (M.HONDA et.al. 2009). Darüber hinaus gibt es auch Hinweise auf die
Präsenz von Hydro-Silikaten (MALFAIT et.al. 1999).
Entdeckung von Wassereis im Außenbereich der Scheibe
Nachweis von Silikaten in Staubscheiben
Plateau weist auf
kleinere Teilchen
hin
Kristalline Silikate
Innere Region
Äußere Region
Wie ermittelt man die
mineralogische Zusammensetzung der Festkörperpartikel in einer protoplanetaren Scheibe?
Experimentelle
Astromineralogie
AB Aurigae
Entfernung 470 Lj, A0V, weicher Röntgenstrahler
Spiralstrukturen in der PPD von AB Aurigae deuten auf die Entstehung von Planeten hin
Gasplanet, Brauner
Zwerg oder was?
Entfernung der „Lücke“ mit
Objekt ~ 100 AU vom Zentralstern
Grundparameter einer Protoplanetaren Scheibe
Masse: Aufgeteilt in Gasanteil und Staubanteil
 Gas zu Staub Verhältnis
Beobachtungen
Geometrische Ausmaße:
Die Masse einer protoplanetaren Scheibe läßt sich anhand ihrer thermischen
Strahlung im Millimeter – und Submillimeterbereich ermitteln
 Bei räumlicher Auflösung: zonaler Staubgehalt in Blickrichtung – Obderflächendichte
 Gas / Staub-Verhältnis als Funktion des Abstandes zum Protostern
Nächstes Mal: Bestimmung der Grundparameter / Modellierung von Staubscheiben