V Menschen und Ereignisse - Max-Planck-Institut für Astronomie

24 II. Highlights
Flussdichte [Jy]
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RX J1842.9 – 3532
RX J1852.3 – 3700
PDS 66
[PZ99] J161411.0 – 230536
RX J1111.7 – 7620
Abb. II.2.4: Spektrale Energieverteilungen der fünf Sterne, die
von Staubscheiben umgeben sind. Der Staub macht sich bei
Wellenlängen jenseits von 3 µm bemerkbar.
tig. Dabei werden große Mengen an feinem Staub freigesetzt,
der nahe am Stern Infrarotstrahlung emittiert.
Ob mit SPITZER diese »zweite Staubgeneration« beobachtet
wurde, oder noch das ursprüngliche Material,
lässt sich nicht entscheiden. Weitere Beobachtungen an
Sternen im Altersbereich bis etwa 100 Millionen Jahre
könnten hierüber Aufschlüsse geben.
Kuiper-Ringe bei sonnenähnlichen Sternen
Wenn sich in einer protoplanetaren Scheibe größere
Körper wie Planetesimale oder Planeten gebildet haben,
verschwindet rasch der übrige Staub. Sehr kleine Teilchen
bis zu 1 µm Durchmesser werden vom Strahlungsdruck
innerhalb einiger hundert Jahre aus dem System herausgeblasen.
Größere Teilchen werden durch den so genannten
Poynting-Robertson-Effekt gebremst und fallen in den
Stern hinein. (Dieser Effekt beruht darauf, dass auf ein
Teilchen auf seiner Umlaufbahn ein Netto-Strahlungs-
druck entgegen der Flugrichtung ausgeübt wird. Dadurch
verliert es Energie und bewegt sich auf einer Spiralbahn
auf den Zentralstern zu.) Staubkörnchen bis zu 10
µm Größe verbleiben deshalb nicht länger als einige
Millionen Jahre im System. Wenn auch ältere Sterne, wie
die Sonne, von Staub umgeben sind, so muss dieser ständig
nachgeliefert werden. Dies geschieht, wie erwähnt,
durch Zusammenstöße von Planetoiden.
1 10 100 1000
Wellenlänge [µm]
In unserem Sonnensystem gibt es zwei bedeutende
Staubzonen – den Asteroidengürtel zwischen den Bahnen
von Mars und Jupiter, sowie den Kuiper-Ring jenseits
der Neptun-Bahn, in etwa 30 bis 50 AE Abstand von der
Sonne. Nur bei sehr wenigen, nahen und leuchtkräftigen
Sternen, wie Beta Pictoris oder Wega, konnten solche
Staubscheiben nachgewiesen werden. Mit SPITZER entdeckten
die Astronomen bei mehreren sonnenähnlichen
Sternen Staub, der sich wahrscheinlich in einem dem
Kuiper-Ring vergleichbaren Bereich befindet.
Es standen photometrische Messdaten bis zu 70 µm
Wellenlänge und spektroskopische Daten mit geringer
spektraler Auflösung im Bereich von 5.2 µm bis zu 38
µm zur Verfügung. Insgesamt fanden sich bei sieben
Sternen deutliche Hinweise auf kühlen Staub, der sich vor
allem durch eine signifikante Emission bei 70 µm verriet
(vgl. Abb. II.2.5). Sechs von ihnen sind sonnenähnliche
Hauptreihensterne deren Alter zwischen einer und drei
Milliarden Jahren liegt. Nur einer von ihnen, HD 105, ist
mit etwa 30 Millionen Jahren erheblich jünger.
Aus diesen Messdaten allein lässt sich die Scheibe nicht
eindeutig modellieren. Es fehlen Informationen über die
chemische Beschaffenheit der Staubkörner und vor allem
auch über deren Größenverteilung. Auf jeden Fall aber
besitzt die Scheibe von HD 105 ein großes zentrales Loch.
Nimmt man beispielsweise an, dass die Körner 5 bis 1000
µm groß sind und aus Silikat und Graphit bestehen, so
ergibt sich ein innerer Radius der Scheibe von 45 AE. Je
kleiner die kleinsten Teilchen sind, desto weiter wandert
der Innenrand vom Stern weg. Auch für die anderen, wesentlich
älteren Hauptreihensterne passen die Daten am
besten zu Modellen, in denen die Scheiben ein zentrales
Loch mit Radien zwischen 20 und 50 AE aufweisen.