Protoplanetare Scheiben – Beobachtung

Protoplanetare Scheiben – Beobachtung

Dynamik des Gravitationskollaps einer Molekülwolke
Der Kollaps erfolgt im „freien Fall“ in Richtung des Gravitationszentrums
Freifall-Zeit: 10 4 − 10 5 Jahre
Objekte, die sich noch in der „Freifall-Phase“ befinden, sind a) nur schwer zu
entdecken (einfach zu selten) und b) kaum zu beobachten (wegen Isothermie)
Isothermie: Temperatur des kollabierenden Gases ändert sich nicht
- trotzdem muß freigesetzte potentielle Gravitationsenergie abgeführt werden
- Kühlprozesse, an dem eingelagerter Staub sowie eingelagerte Moleküle
beteiligt sind, erlauben die Umwandlung in elektromagnetische Strahlung
funktioniert solange, wie die Opazität sehr gering ist
Die Bildung des Protosterns im Zentrum der Wolke beginnt in dem Moment, wo die
Materie „undurchsichtig“ (optisch dick) wird „Wärmestau“

Akkretionsphase
Aufgrund der Drehimpulserhaltung entsteht während des Kollaps eine Materie-
scheibe um den zentralen Bulk / Protostern. Der sphärisch-symmetrische Kollaps
geht aber weiter, d.h. die Materie stürzt von allen Seiten mit Überschallgeschwindigkeit
auf Protostern und Scheibe.
Masseakkretion: „accretion shock“ heizt sich stark auf - Quelle intensiver IR-Strahlung
Bestimmt für ca. 10 5 Jahre wesentlich die Leuchtkraft des Protostern
Aufgrund der Erhaltung des magnetischen Flusses verstärkt sich im Bereich des
Bulks / Protostern das Magnetfeld und es entsteht ein dipolartiges Feld symmetrisch
zur Rotationsachse (Ursache für die späteren bipolaren Ausflüsse)
erreicht die Temperatur im Zentrum ~10 7 K, bevor die gesamte Hülle akkretiert
ist, dann entsteht ein Hauptreihenstern, ansonsten ein Brauner Zwerg

Drehimpulsproblem:
Bei der Akkretion erhöht sich zwangsläufig der Drehimpuls des Protosterns – d.h.
er rotiert immer schneller, bis er auseinander fliegen würde, wenn es keine Prozesse
gibt, die Drehimpuls effektiv abführen.
Transport in die Scheibe (turbulente Reibungsprozesse – Stichwort „Viskosität“)
Transport durch Materiefluß entlang der magnetischen Achsen – bipolare Ausflüsse
• Jet-artige (kalte) Materieströme mit Geschwindigkeiten bis zu 300 km/s
• Protostern verliert Masse, was aber gewöhnlich durch die Akkretion ausgeglichen wird
HERBIG-HARO-OBJEKTE

T-Tauri-Stern mit protoplanetarer Scheibe und bipolaren Jets

Protoplanetare Scheiben - Beobachtungen
• Das es Sterne mit Staubhüllen gibt, konnte zum ersten Mal 1984 durch
Spektral-Signaturen (IR-Satellit IRAS) am Beispiel der Wega nachgewiesen
werden
• 1994 gelangen erste Aufnahmen räumlich aufgelöster protoplanetarer
Scheiben im Sternentstehungsgebiet Orionnebel mit Hilfe des Hubble-
Teleskops
• Proplyds („protoplanetary disks) lassen sich optisch ähnlich schwer
beobachten wie z.B. Exoplaneten
Echte „Durchbrüche“ gelangen mit Millimter- und Submillimeterteleskopen (Z.B.
ALMA) sowie den Weltraumteleskopen „Spitzer“ und „Herschel“, die im IR arbeiten.
IR- Spektroskopie, Molekülspektroskopie
liefern Ausgangs- und Vergleichsdaten für
theoretische Scheibenmodelle

Proplyds im Orionnebel
Entfernung: 1350 Lj, Durchmesser ~ 30 Lj ca. 200 identifizierte Proplyds

Großräumige Struktur eines Proplyds im Orionnebel
Heiße Sterne in der Umgebung können die Planetenbildung in geeigneten
protoplanetaren Scheiben verhindern – Auflösung der Hüllen durch Photoionisation

Protoplanetare Scheiben im Sternkoronographen
Hubble-Teleskop: NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer)
NICMOS-Aufnahme des Trapezes im Herz
des Großen Orionnebels
Sternkoronographen-Aufnahme einer
protoplanetaren Scheibe mit NICMOS

Innerer Bereich der Scheibe um TW Hydrae

Entdeckung von großen Mengen
an Wasserdampf im Außenbereich
der protoplanetaren Scheibe um
TW Hydrae
Wasser-Vorrat im „Wasserdampftorus“
~9 ∙ 10 24 kg
Mehrere Tausend irdische Ozeane

Nächstes Mal: Protoplanetare Scheiben - Theorie