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

54 III. Wissenschaftliche Arbeiten
Flussdichte [mJy]
1000
100
10
1
– 0.5 0.0 0.5
lg Wellenlänge [mm]
1.0 1.5
Form charakteristischer Staubemissionsbanden
Die prominenteste auch vom Boden aus beobachtbare
Festkörper-Emissionsbande ist die 10-mm-Bande astronomischen
Silikats. Wenn Silikatkörner eine Größe von
einigen Mikrometern erreichen, besitzt diese Bande eine
charakteristische Plateauform, während sie für noch größere
Körner gänzlich verschwindet. Mit MIDI, dem Mid
infrared Interferometric Instrument, konnte über diesen
Effekt Staubkornwachstum speziell im inneren Bereich
zirkumstellarer Scheiben nachgewiesen werden.
Polarisation gestreuter Strahlung
Durch Streuung am Staub in den oberen Scheibenbereichen
wird die stellare Strahlung polarisiert. Der Betrag
des Polarisationsgrades hängt entscheidend von der Teil-
chengröße ab, so dass mit dieser Technik überprüft werden
kann, ob Teilchenwachstum in den oberen Scheibenschichten
oder in der zirkumstellaren Hülle eine Rolle
spielt.
Räumlich aufgelöste Bilder in verschiedenen Wellen-
längenbereichen
DO Tau
b = 0.8
Abb. III.2.1: Spektrale Energieverteilung der zirkumstellaren
Scheibe um den T-Tauri-Stern DO Tau im Millimeterbereich.
Der relativ flache Abfall des Strahlungsflusses in diesem
Wellenlängenbereich kann als Hinweis auf Staubwachstum
interpretiert werden. (Rodmann et al.)
Die bisher stichhaltigste Methode zur Analyse des
Staubwachstums in den Scheiben ist die, neben der Kom-
bination der obigen Verfahren räumlich aufgelöste Bilder
zirkumstellarer Scheiben einzubeziehen. Wichtig hierbei
ist, dass diese Bilder in verschiedenen Wellenlängenbereichen
gewonnen werden sollten, um verschiedene
Scheibenbereiche und physikalische Prozesse zu berücksichtigen.
Als Beispiel sollen hier Ergebnisse der prominenten,
von der Seite gesehenen Scheibe des Schmetterlingssterns
(»Butterfly Star«) vorgestellt werden. Hochauflösende,
im nahen Infrarot mit der Kamera NICMOS am Weltraumteleskop
HUBBLE gewonnene Bilder, welche die Schei-
benkonturen und die zirkumstellare Hülle im Streulicht
zeigen, wurden ebenso herangezogen, wie räumliche
aufgelöste Millimeterkarten, die am Owens Valley Radio
Observatory (OVRO) gewonnen wurden und die thermische
Reemission des Staubes in der dichten Scheibenmittelebene
zeigen. Des Weiteren wurden Polarisationskarten
im nahen Infrarot und die spektrale Energieverteilung
vom mittleren Infrarot bis in den Millimeterbereich
bei der Dateninterpretation berücksichtigt. Die
Schwierigkeit bestand jetzt darin, ein einziges Modell zu
finden, welches alle Beobachtungsbefunde unter einen
Hut zu bringen erlaubte.
Für eine derart komplexe Aufgabenstellung sind die
bereits erwähnten Strahlungstransportsimulationen un-
erlässlich. Erst dadurch können Bilder, Spektren und Po-
larisationskarten für die entwickelten Scheibenmodelle
erstellt und mit den Beobachtungsbefunden verglichen
werden.
Abb. III.2.2: a) Nahinfrarotaufnahmen der von der Seite gesehenen,
prominenten zirkumstellaren Scheibe und Hülle um
den Schmetterlingsstern im Taurus (IRAS 04302+2247). Die
Aufnahmen wurden mit dem Weltraumteleskop HUBBLE bei
den Wellenlängen von 1.10 mm, 1.60 mm, 1.87 mm und 2.05
mm gewonnen. Deutlich ist die mit zunehmender Wellenlänge
scheinbar verringerte Scheibendicke zu erkennen. (rechts)
b) Simulierte Streubilder, aus deren Vergleich mit den
Beobachtungen die räumliche Struktur, Masse und weitere
physikalische Größen des zirkumstellaren Mediums um den
Schmetterlingsstern abgeleitet werden konnte. c) Vergleich
beobachteter und simulierter Millimeter-Karten der zirkumstellaren
Scheibe um den Schmetterlingsstern. (Wolf, Padgett
und Stapelfeldt, 2003)
1.10 1.60
1.87 2.05
a)