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58 III. Wissenschaftliche Arbeiten Für diese Beobachtungen wird das in wenigen Jahren in Betrieb gehende Atacama Large Millimeter Array (ALMA) in der chilenischen Atacama-Wüste zum Einsatz kommen. Konkret sagen die Simulationen voraus, dass Lücken problemlos in Scheiben um Sterne in den nächstgelegenen reicheren Sternentstehungsgebieten, z.B. im Sternbild Stier in einer Entfernung von ca. 140 pc, nachgewiesen werden können, so sie denn existieren und dieses Bild der Planetenentstehung und Planet-Scheibe- Wechselwirkung der Realität entspricht. Numerische Simulationen erlauben also klare Vorhersagen, die unser heutiges Bild der Entwicklung von jungen Planeten in Scheiben überprüfbar machen. Der Vollständigkeit halber sei hier auch auf Spiralwellen hingewiesen, die von den Protoplaneten in der Scheibe angeregt werden (Abb. III.2.4). Allerdings ist Abb. III.2.5: Wie schon in Abb. III.2.4, zeigen wir den jungen Planeten in der protoplanetaren Scheibe, und zwar einen Schnitt in radialer und vertikaler Richtung durch das Gas in der Nähe des Planeten. Konturlinien geben die Gasdichte an und lassen die scheibenähnliche Struktur um den Planeten erkennen. Die Pfeile zeigen die Gasströmung auf den Planeten. Die aus der Akkretion resultierende Temperatur wird durch die Farben dargestellt. Man erkennt dass der Planet von einer riesigen Hülle warmen Staubes umgeben ist, die warscheinlich sein erstes Lebenszeichen für die Beobachter darstellen wird. (Aus: H. Klahr und W. Kley, Univ. Tübingen). z / r 0.15 0.10 0.05 0 – 0.05 – 0.10 – 0.15 der durch diese Wellen hervorgerufene Dichtekontrast zu gering, um tatsächlich nachweisbar zu sein. Darüber hinaus vermutet man, dass diese Wellen durch Turbulenz in der Scheibe sehr effektiv gedämpft werden und daher kaum in Erscheinung treten können. Auch Planeten akkretieren Materie – und verraten sich durch ihre warme Umgebung Aber mit ALMA werden wir noch einen Schritt weiter gehen können. Junge, in Gasscheiben eingebettete Planeten können auch weiterhin Gas aufsammeln (»akkretieren«), selbst nachdem sie eine Lücke geöffnet haben. Erst wenn ein Planet eine Masse von etwa zehn Jupitermassen erreicht hat, werden Gezeitenkräfte so groß, dass sie einen weiteren Gasstrom in die Lücke und damit auf den (Proto-)Planeten unterbinden. Wie bei der Akkretion auf den Zentralstern, wird auch die Akkretion von Gas und Staub auf den Planeten über eine Akkretionsscheibe stattfinden. In der unmittelbaren Umgebung des Planeten wurde in numerischen Simulationen eine solche planetare Akkretionsscheibe tatsächlich gefunden. Bei der Akkretion von Materie auf den Planeten wird die Gravitationsenergie des einfallenden Materials freigesetzt und trägt zur Aufheizung des Staubes im Bereich des Planeten bei (Abb. III.2.5). Außerdem sind die jungen Planeten selbst noch sehr heiß: Sie gewinnen Energie aus der eigenen Kontraktion und 4.5 5 5.5 6 r [AE]
0.15 0.10 0.05 0 –0.05 –0.10 –0.15 –0.15 –0.10 –0.05 0 Dec 0.05 0.10 0.15 0.25 Abb. III.2.6: Junge Planeten in gasdominierten Scheiben wird man über die Lücke entlang der Umlaufbahn des Planeten nachweisen können. Außerdem wird vermutet, dass sich junge Planeten durch den warmen Staub in ihrer Umgebung verraten. Diese Bilder zeigen, wie die Lücke und die warme Region um einen jungen Planet mit einer Jupitermasse im Abstand von 5 AE vom Zentralstern aussehen würde, wenn wir ein solches System in wenigen Jahren mit ALMA beobachten würden. Die angenommene Entfernung beträgt 50 pc (links) bzw. 100 pc (rechts). (Wolf und DʼAngelo 2005, ApJ) können Oberflächentemperaturen von mehreren hundert Kelvin, ja sogar bis über 1000 Kelvin aufweisen. Man würde also in jedem Fall erwarten, dass die Materie in der Region um den Planeten deutlich wärmer als das umgebende Scheibenmaterial ist. Der Planet und seine Umgebung sollten daher als heißer Punkt in der Scheibe auffallen. An dieser Stelle sind es wiederum numerische Simulationen, mit welchen die tatsächliche Größenordnung dieses Effektes sich quantifizieren lässt. Denn nur so wird sich zum Schluss eine Aussage darüber treffen lassen, ob wir nach den so genannten »Hot Spots« in der Scheibe als den bisher auffälligsten Hinweisen auf Planeten suchen sollten. Die Ergebnisse der Simulationen sind ermutigend: Tatsächlich hebt sich der warme, dichte Staub im Einflussbereich des Planeten in den Submillimeter- und Millimeter-Bildern deutlich von der staubarmen Lücke ab (Abb. III.2.6). Und wieder werden sie sich mit ALMA beobachten lassen. Einziger Wermutstropfen: Die Zahl der Objekte, bei denen sinnvollerweise nach diesen »Hot Spots« gesucht werden kann, ist etwas stärker eingeschränkt, da diese Strukturen kleiner als die Lücken selbst sind. Junge Sterne in Entfernungen von bis zu 100 pc werden auf der Beobachtungsliste stehen. Außerdem müssen die ausreichend massereichen Planeten den Stern in einem Abstand von einigen Astronomischen Einheiten umkreisen: Ein junger Jupiter (Sonnenabstand: 5.2 AE) könnte auf diese Weise gefunden werden. 0.5 mJy/beam III.2 Staub im Computer: Numerisches zur Entstehung von Planeten 59 0.05 0 –0.05 –0.10 –0.10 –0.05 0 Dec 0.05 Planeten in alten, entwickelten Staubscheiben 0.15 Abschließend wollen wir einen Blick auf Debris- Scheiben werfen. Dies sind zirkumstellare Scheiben am Ende ihrer Entwicklung, in denen die Entstehung von Planetensystemen – wenn überhaupt vorhanden – bereits abgeschlossen ist. Debris- oder Trümmerscheiben heißen sie deshalb, weil neben den Planeten nur noch die Restprodukte der Planetenentstehung – Kometen, Planetesimale und Staub – vorhanden sind. Diese Scheiben sind optisch dünn. Ihre Struktur ist daher neben der Gravitation durch die Wechselwirkung der stellaren Strahlung mit dem Staub bestimmt. Unser Sonnensystem kann als ein Vertreter dieser Objektklasse angesehen werden. Auch für die Beobachtung und damit für die Untersuchung von Debris-Scheiben spielen mikrometergroße Staubpartikel eine wesentliche Rolle. Allerdings handelt es sich in diesen Scheiben nicht mehr um den Staub, welcher ursprünglich aus der Muttermolekülwolke stammend als Keim für die Entstehung von Planeten diskutiert wird. Vielmehr handelt es sich um eine zweite Generation von Staub, welcher durch die Kollision von Planetesimalen ständig nachproduziert wird. Ebenso wie der ursprüngliche Staub werden die neu produzierten Staubkörner über den oben beschriebenen Einfluss des Sterns ständig aus dem System entfernt: Entweder werden die Staubkörner durch den Einfluss des so genannten Poynting-Robertson-Effekts auf Spiralbahnen gezwungen, die auf dem Stern enden – oder sie werden durch den stellaren Strahlungsdruck aus der Scheibe »geblasen«. Welcher Effekt dominiert, ist im Wesentlichen durch die Größe und die chemische Zusammensetzung der Staubteilchen vorgegeben. Auch in Debris-Scheiben können massereiche Planeten nicht unbemerkt ihre Bahnen ziehen. Im Gegensatz zu den gasdynamischen Effekten, mit denen die Wechselwirkung von Planeten mit jungen, gasdominierten Scheiben beschrieben werden konnte, ist es hier vielmehr der Einfluss der Gravitation der Planeten, welcher den Staub in der Scheibe in auffällig strukturierte 0.3 mJy/beam
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