Planetenbildung bei Protosternen

Max Camenzind – Akademie HD - 2019

Info

Am 1. Mai keine Veranstaltung !

Am 8. Mai bitte

€ 40,- für Nördlingen

mitbringen

Sterne und

Planeten entstehen

aus Molekül- wolken

Molekülwolke

Protostern & Scheibe

Planetensystem Kollaps

Fragmentation

Die ersten Theorien …

Die ersten naturwissenschaftlichen Theorien über den Ursprung des Sonnensystems stammen aus dem 18. Jahrhundert. Aus der Tatsache, dass sich alle Planeten in gleicher Richtung und mehr oder weniger in einer Ebene um die Sonne bewegen, schlossen Immanuel Kant und Pierre-Simon Laplace, dass das Sonnensystem aus einer Staub- und Gasscheibe entstanden sein muss, die einst um die junge Sonne rotierte.

Es ist klar, dass …

Planeten entstehen gemeinsam mit ihren Zentralsternen im Urnebel aus Gas und Staub. Auf welche Weise das Wachstum vom mikroskopischen Staubkorn bis zum Planeten in allenEntwicklungsstufen vor sich geht, ist noch längst nicht geklärt. Seit der Entdeckung extrasolarer Planeten lassen sich aber erstmals Theorien an einer Vielzahl von Planeten-systemen überprüfen.

Inhalt

• Planeten entstehen immer bei massearmen Sternen im Protostern-Stadium, M < 2 MS:

• Massearme Protosterne sind immer von Gas- und Staubscheiben umgeben.

• Es entsteht immer eine Palette von Sternen die Massenverteilung der Sterne.

• Wege zur Bildung von Planeten: das 5-Stufen-Modell.

• Der Weg zu Gesteinsplaneten.

• Der Weg zu Gasplaneten.

Sonnenartige und massearme Protosterne sind von einer Gas- und Staubscheibe umgeben Daraus bilden sich in einigen Mio. Jahren Planeten

Protostern – Scheibe und Jets

Der Weg zum Protostern

100.000 AE ------------------------------ 0,1 AE

+ H-Ionisation

Protostern

HL-Track

Freifall-Zeit

Post-Main-Sequence

Protostern

Hayashi-Track

Hay

ash

i-T

rack

– K

H-Z

eit

Pro

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Machida 2014

Pro

tost

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Co

mp

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r

Salpeter Mass-

Function (1955)

a = 2,35

Abflachen für

m < 1 MS

dn/dm ~ m-a

für m > 1 MS

Massearme Sterne

Massereiche Sterne

Massenverteilung RHD Simulationen

M. Bate, arXiv:1901.03713

Sterne bilden sich im Verband Plejaden M45: 1200 Sterne / 125 Mio. Jahre alt

Scheibe von Nebra mit Plejaden

Sternhaufen der Hyaden: 150 LJ entfernt / ~ 350 Sterne / 625 Mio. Jahre alt

Massen-verteilung

IMF junger

Sternhaufen

Der typische Stern hat 0,1<M<1,0 MS Nur sehr wenige massereiche Sterne !

Massearme Sterne

Massereiche blaue Sterne

Massearme Protosterne

• Gravitations-Kontraktion längs Hayashi-Track ist langsamer für massearme Protosterne:

• etwa 30 Mio. Jahre für 1 Sonnenmasse • etwa 1 Mrd. Jahre für 0,2 Sonnenmassen. • Wenn die Zentraltemperatur 10 Mio. K

übersteigt: • können pp-Fusionsketten zünden; • Sternenwinde blasen den Cocoon und das

Gas in der Scheibe weg; • Der Stern setzt sich auf die Hauptreihe.

Die minimale Sternmasse

• Unter 0,08 Sonnenmassen erreichen die Sterne zu geringe Zentraltemperatur, um die Fusion in Gang zu bringen.

• Die Objekte werden dann zu Braunen Zwergen,

• Objekte ähnlich wie heiße Jupiter; • gewinnen ihre Energie nur aus der Kelvin-

Helmholtz-Kontraktion; • bilden die T-Klasse in der Harvard-

Klassifikation, d.h. sichtbar nur im IR.

Kumulative Massenverteilung

arXiv:1901.03713

95% aller Sterne haben Massen unter einer Sonnenmasse

Bruchteil an Mehrfach-Sternen Multiplizität nimmt mit der Masse zu

arXiv:1901.03713

6 Phasen der Planetenbildung

Protostern

Scheibe aus Gas und Staub

Staub koaguliert

5-Stufen-Modell der Planetenbildung

Grafik: J. Blum, TU Braunschweig

Nach dem Kollaps haben wir ein Objekt, das wie Stern aussieht, umgeben von

einer Gas- und Staubscheibe

Scheiben um junge Sterne

Pro

top

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Stau

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LMA

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ALMA @ Chajnantor 5000 müM

ALMA Interferometer ESO

ALMA: 150 m – 16 km / 0,3 – 9,6 mm

ALMA Korrelator

ALMA (u,v)-Fourier-Ebene

ALMA -------------

Proto-planetare Scheiben

ALMA – Protoplanetare Scheiben

Hubble – SPHERE - ALMA

Protoplanetare Scheibe mit SPHERE

Credit: ESO/H. Avenhaus et al./E. Sissa et al./DARTT-S and SHINE collaborations IM Lupus

Auflösung Protoplanetare Scheiben

• Ausdehnung Staubscheibe = 100 AE = 650 mas für die Taurus-Region (d = 140 pc)

• Der Scheibeninnenrand wird durch Proto-stern-Radius bestimmt ~ 0,1 AE.

• Char. Winkeldurchmesser in d = 150 pc • q = LScheibe/d = 1 AE / 150 pc = 1 AE/(150 x 206.264 AE) = 1,2 x 10-8 rad = 0,0067 arcsec = 6,7 mas Auflösungsvermögen von ALMA @ 300 GHz: q = l/BLmax = l/16000 m [Arraydurchmesser] = 1,0 mm/16000 m = 6,5 x 10-8 rad = 12,9 mas 6 - 20 mas (ALMA)

Pro

top

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Struktur einer protostellaren Scheibe

Planeten entstehen in Scheiben 1 – 5 Mio. Jahre alte Scheibe

Copyright © 2013 American Chemical Society

Staub sublimiert

Die Eislinie (Schneelinie, snow line) beschreibt in einer protoplanetaren Scheibe denjenigen Abstand vom Protostern, an dem die Temperatur einen Wert (150 K) erreicht, bei dem Wassereis aus dem Gas der Scheibe desublimiert (bei Drücken unter ca. 6 mbar existiert Wasser nicht mehr in flüssiger Form, sondern nur noch als Gas/Dampf oder Eis).

Die Temperatur in der protostellaren Scheibe fällt nach außen hin ab –

am Außenrand (100 AE) richtig kalt !

Von Staubteilchen zu Planetesimalen & Asteroiden

Kondensation von Staubteilchen

Die erste Stufe des Staubwachstums in der protoplanetaren Wolke wird durch die Brownsche Molekularbewegung angetrieben. Stoßen zwei Staubkörner zusammen, so haften sie aneinander. Wir reden hier von Mikrometer großen Partikeln, bei denen die Deformierbarkeit der Oberflä-che noch eine Rolle spielt. Zwei Staubkörner haften quasi wie zwei Seifenblasen aneinander, die einen gemeinsamen Hals ausbilden und ihre Oberfläche dabei verringern.

Schneeball-Effekt: Staubteilchen wachsen zu größeren Strukturen

In der Gasscheibe wirken Teilchen des interstellaren Staubes, wie präsolare Minerale im Sonnennebel, als Kondensationskeime und Katalysatoren für chemische Reaktionen. Sie bilden durch Kondensation Tröpfchen und feste Teilchen. Stoßen solche Kondensate mit niedriger Geschwindigkeit zusammen, so verkleben sie aufgrund der Oberflächenhaftung oder durch chemische Bindungen miteinander. Diese Koagulation führt bei fortschreitender Zusammenballung zu größeren Agglomerationen und somit zu den ersten Planetesimalen. Größere Planetesimale wachsen zunehmend mit Hilfe ihrer Gravitation.

4.6-billion-year-old, sparkly, green meteorit

Ein 4,6 Milliarden Jahre alter grüner Meteorit

Steinmeteoriten machen 94 % der Anzahl aller Meteoriten aus. Sie bestehen hauptsächlich aus

Pyroxen-, Olivin- und Plagioklas-Mineralen.

Embryos wachsen zu Asteroiden (Asteroidengürtel) und Eisklötzen

Bildung von Gesteinsplaneten

Wachstum von

Asteroiden und

Massen- verteilung ------------- Computer Simualtion

Embryos der Planeten - Asteroidengürtel

Kollision von

Asteroiden

Die Planeten des Sonnensystems - Bis auf Asteroidengürtel leer geräumt

Verstehen wir Planetenbildung ?

Wie haben sich Jupiter & Saturn gebildet ? Zentrale Frage: Enthält der Jupiter eine Super-Erde?

Bild: JunoCam/NASA/JPL

Bildung von Gasplaneten (Jupiter)

• Wenn die Masse des Gesteinsplaneten etwa 10 Erdmassen erreicht (Super-Erde), beginnt der Planet Gas von der Scheibe zu akkretieren über Gravitationseffekte.

• Da die Gasmasse in der Scheibe die Staubmasse bei weitem übertrifft, können diese Gas-Planeten beträchtlich wachsen.

Bildung einer Lücke in Scheibe

Wenn Planeten genügend anwachsen, bildet sich um den Planeten eine Lücke in der Scheibe

und das Wachstum wird beendet.

Lücken in Scheiben Planeten

PDS 70 – Jupiter im Wachstum

Bild: VLT/SPHERE 2018

Stern-Masse: 0,82 MS

Alter: 10 Mio. Jahre Temperatur: 4400 K Entfernung: 370 LJ Planet: Jupiter Temperatur: 1000 C Halbachse: 20 AE Umlaufperiode: 120 Jahre

2 Planeten bilden sich um den jungen Stern

HD 169142, der in einer Entfernung 470 LJ liegt

Bild: ALMA

Computersimulation Jupiter-Bildung

ß Pictoris – 100 AE Scheibe Der Stern ist etwa 20 Mio. Jahre alt

Anne-Marie Lagrange, NACO, VLT, ESO

Der Stern Beta Pictoris ist mit etwa 20 Mio. Jahren noch extrem jung und befindet sich erst am Beginn der Hauptreihen-phase. Er befindet sich in einer Entfernung von etwa 63 Lichtjahren. 1983 wurde mit dem Infrarot-satelliten IRAS um ß Pictoris eine Staubscheibe entdeckt. Bild: NACO/VLT

PDS 70 Vergleich

mit Saturn Orbit VLT/

NACO

VLT Aufnahmen – Planet etwa Saturnbahn

Sternfabrik Lupus 3

Eine dunkle Wolke aus kosmischem Staub schlängelt sich durch diese spektakuläre Weitwinkelaufnahme der Sternenbildungsregion Lupus 3. In ihr entstehen hell leuchtende, heiße Sterne aus kollabierenden Gas- und Staubmassen. Weil dieser Staub das Licht der jungen Sterne absorbiert und streut, erscheint er fast pechschwarz. Solche Nebel werden daher auch Dunkelwolken oder Absorptionsnebel genannt. [Bild: VLT-Survey Teleskop]