Protoplanetare Scheiben – Beobachtete Strukturen
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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
