3D-Strahlungstransport in protoplanetaren Scheiben

Planeten entstehen in protoplanetaren Scheiben in den späten Phasen der Sternentstehung. Diese Scheiben bestehen zu 99% aus Gas und zu 1% aus Staub, wobei beide Komponenten eine wichtige Rolle spielen für die Scheibenopazität, den Strahlungstransport, die Heizung und Kühlung sowie die chemische Prozessierung. Die Evolution der Scheibe selber wird stark durch die Einstrahlung vom Stern bestimmt, insbesondere kurzwellige Strahlung (Ultraviolett, extremes UV, Röntgen) dank ihrer Ionisations- und Heizungseigenschaften; diese führen zu verstärkten chemischen Reaktionen, "Abdampfen" des Scheibengases und magnetischen Scheibeninstabilitäten. Für ein genaues Verständnis der internen Scheibenstruktur sowie ihrer chemischen und physikalischen Prozessierung werden umfangreiche, selbstkonsistente Berechnungen des Strahlungstransports, der Heizungs- und Kühlungsprozesse sowie chemischer Netzwerke unter dem Einfluss externer Bestrahlung benötigt. Im vergangenen Jahrzehnt wurden mehrere Näherungsmethoden entwickelt, um insbesondere beobachtbare Eigenschaften von Scheiben zu berechnen, etwa durch die Abstrahlung von den Scheibenoberflächen. Wir haben begonnen, das Problem der Scheibenmodellierung völlig neu anzugehen, nämlich durch die Erweiterung des allgemeinen 3D-Strahlungstranportcodes PHOENIX/3D für Scheibenbedingungen und -geometrie inklusive "non-LTE"-Bedingungen, anisotroper Streuung, vollständigem Linien- und Kontinuumsstrahlungstransport und Verwendung von chemischen Netzwerken. PHOENIX/3D löst die Strahlungstransportgleichung strikt für alle optischen Dicken in der Scheibe und erlaubt es damit, das ganze Scheibenprofil von den kühlen, tieferen Schichten, die die meiste Masse für die Planetenentstehung liefern, bis zu den dünnen, warmen Oberflächenschichten, welche vom Stern bestrahlt werden, selbstkonsistent zu berechnen. PHOENIX/3D behandelt damit sowohl Regionen, die stellaren Atmosphären gleichen, wie auch die "nebelartigen" Scheibenoberflächen. Das hier vorgeschlagene Projekt befasst sich mit drei wichtigen, zusammenhängenden Themen zur Modellierung von extern bestrahlten Scheiben, nämlich i) der kompletten 3D-Struktur einer statischen Scheibe, welche mit PHOENIX/3D zu einer selbstkonsistenten Lösung iteriert wird, ii) der unter Scheibenbedingungen benötigten getrennten, thermisch entkoppelten Behandlung der Gas- und der Staubkomponente, und iii) der anisotropen Streuung, um den Strahlungstransport durch die Scheibe auch für kurzwellige externe Strahlung korrekt zu behandeln. Andere Programmmodule (z.B. chemische Netzwerke) werden zur Verfügung gestellt. Unser Code betritt Neuland, indem er die ganze 3D-Struktur der statischen Scheibe strikt berechnet und gleichzeitig umfangreiche Beobachtungsdiagnostik liefert. Wir beabsichtigen, den Code für Scheibenmodellierung auf Grund neuer Beobachtungen von Herschel, ALMA und später dem James Webb Space Telescope zu benutzen.

Planeten entstehen in protoplanetaren Scheiben in den späten Phasen der Sternentstehung. Diese Scheiben bestehen zu 99% aus Gas und zu 1% aus Staub. Die Evolution der Scheibe selber wird stark durch die Einstrahlung vom Stern bestimmt (Röntgen, Ultraviolett, Optisch) aber auch durch energiereiche Teilchen (hauptsächlich Protonen). Für ein genaues Verständnis der internen Scheibenstruktur sowie ihrer chemischen und physikalischen Prozessierung werden umfangreiche Computersimulationen benötigt.Für dieses Projekt verwendeten wir zwei verschieden Computercodes. Ein Ziel dieses Projektes ist die Weiterentwicklung von PHOENIX/3D, der hauptsächlich für die Modellierung von Sternatmosphäre verwendet wird, zu einem vollständigen 3D Scheiben Code. Der zweite Code, PRODIMO, ist bereits ein moderner 2D Scheibenmodellierungs-Code, der auf der Physik des Interstellaren Mediums basiert. Wir verwenden unsere Modelle, um bestehende Beobachtungen zu interpretieren, aber auch um Vorhersagen für zukünftige Beobachtungen zu treffen.Wir haben PHOENIX/3D um eine geeignete Methode für die Simulation der dreidimensionalen Dichte- und Temperaturstruktur der Scheibe erweitert. Wir entwickelten Werkzeuge, mit denen von 3D Scheibenmodellen Beobachtungen simuliert werden, die direkt mit echten Beobachtungen verglichen werden können. Für unser Ziel, einen möglichst vollständigen 3D Scheibenmodellierungs-Code zu entwickeln, sind noch weitere Entwicklungen notwendig (z.B. realistischere Chemie). Die bestehende Version kann allerdings bereits für Spezialfälle verwenden werden, und wir planen PHOENIX/3D/DISK in einem neuen Projekt unsere Gruppe, das sich mit episodischer Akkretion beschäftigt, einzusetzen.Mit PRODIMO untersuchten wir die Auswirkung von energiereichen Teilchen auf die Chemie der Scheibe. Diese Teilchen beeinflussen auch die Materieeigenschaften von Meteoriten. Untersuchungen zeigen allerdings, dass deren Beschaffenheit nicht alleine durch die Teilchenproduktion der heutigen Sonnen erklärt werden kann. Es ist aber möglich, dass die " junge Sonne wesentlich mehr energiereiche Teilchen produziert hat. Der Teilchenfluss von jungen Sternen kann allerdings nicht direkt gemessen werden. Unsere Scheibenmodelle zeigen, dass der Teilchenfluss durch Beobachtungen von Molekülen, die durch die Teilchen ionisiert werden, indirekt ermittelt werden kann. Solche Beobachtungen in Kombination mit Modellen ermöglichen Rückschlüsse bezüglich der Frage, ob die junge Sonne Einfluss auf die Materieeigenschaften von Meteoriten hatte.Damit sich Sterne vollständig entwickeln können, müssen diese Materien aus ihrer Umgebung einsammeln. Wir nennen diesen Prozess Akkretion. Diese Akkretion passiert vermutlich episodisch, mit ruhigen Phasen, die von kurzen Perioden (ca. 100 Jahre) mit verstärkter Akkretion unterbrochen werden. Aufgrund der "kurzen" Dauer solcher Akkretionsausbrüche konnten diese bisher nur in einer kleine Anzahl von Sternen nachgewiesen werden, und es ist unklar, ob alle jungen Sterne solche Phase durchleben. Eine Konsequenz dieser Akkretionsausbrüche ist ein Aufheizen der den Stern umgebenden Materie. Dadurch sublimieren Moleküle (Übergang von festen in den gasförmigen Zustand), die allerdings nach dem Ausbruch wieder ausfrieren. Dieser Prozess dauert bis zu 10 000 Jahre. Basierend auf unseren Modellen haben wir eine neue Methode entwickelt, um diese chemischen Effekte in Beobachtungsdaten zu identifizieren. Da diese wesentlich länger existieren als der Ausbruch selbst, ist es mit dieser Methode einfacher, junge Sterne zu identifizieren, die während ihrer Entwicklung solche Ausbrüche durchlebt haben.