The future of protoplanetary disk models
Greenwood, Aaron James
IMPORTANT NOTE: You are advised to consult the publisher's version (publisher's PDF) if you wish to cite from it. Please check the document version below.
Document Version
Publisher's PDF, also known as Version of record
Publication date: 2018
Link to publication in University of Groningen/UMCG research database
Citation for published version (APA):
Greenwood, A. J. (2018). The future of protoplanetary disk models: Brown dwarfs, mid-infrared molecular spectra, and dust evolution. Rijksuniversiteit Groningen.
Copyright
Other than for strictly personal use, it is not permitted to download or to forward/distribute the text or part of it without the consent of the author(s) and/or copyright holder(s), unless the work is under an open content license (like Creative Commons).
Take-down policy
If you believe that this document breaches copyright please contact us providing details, and we will remove access to the work immediately and investigate your claim.
Downloaded from the University of Groningen/UMCG research database (Pure): http://www.rug.nl/research/portal. For technical reasons the number of authors shown on this cover page is limited to 10 maximum.
D E T O E K O M S T VA N P R O T O P L A N E TA I R E
S C H I J F M O D E L L E N
bruine dwergen, mid-infrarood moleculaire spectra en stofevolutie
Tijdens mijn doctoraat heb ik protoplanetaire schijven bestudeerd: de schijven van gas en stof rond een nieuw vormende ster. Deze schijven evolueren langzaam en klonteren in de loop van enkele miljoenen jaren samen, en vormen uiteindelijk nieuwe planeten. Dit hoofdstuk vormt een samenvatting van het werk in dit proefschrift, waarin ik het werk dat ik heb gedaan en de essentiële conclusies van dit proefschrift zo toegankelijk mogelijk probeer te maken. Secties 1 en 2 introduceren kort wat een protoplanetaire schijf is, en geven de lezer een idee van waar deze objecten in het heelal bestaan. In sectie 3 beschrijf ik hoe we protoplanetaire schijven kunnen observeren, en ten slotte introduceer ik in secties 4 tot 9 de huidige status van protoplanetair schijfonderzoek en beschrijf ik elk hoofdstuk van mijn proefschrift.
1. de oorsprong van protoplanetaire schijven
Binnen het waarneembare heelal zijn er misschien wel twee biljoen sterrenstel-sels.1 Binnen elk sterrenstelsel kunnen er honderd miljard sterren zijn. De
meeste van deze sterren zijn veel jonger dan hun gastheerstelsels: ze zijn gemaakt van overgebleven materiaal van hun voorgangers, sterren die al hun nucleaire brandstof hebben opgebruikt en op spectaculaire wijze zijn gestorven.
1 Omdat het heelal zelf slechts 13,8 miljard jaar oud is, is het waarneembare heelal een bol rond de Aarde met een straal van 13,8 miljard lichtjaar. Hoewel er bijna zeker iets voorbij deze barrière ligt, zijn de natuurkundige wetten zo dat het licht uit die regio’s nog geen tijd heeft gehad om ons te bereiken.
Nieuwe sterren worden gevormd uit wat we het interstellaire medium noemen. Binnen het interstellaire medium zijn er enorme wolken van gas en stof, waarvan de filamenten zich een weg banen door hun gastheerstelsel. Sommige delen van deze wolken zijn dichter dan andere, waardoor hun grotere zwaartekrachtsveld hen in staat stelt om nog meer van hun omringende materiaal te verzamelen. Uiteindelijk wordt de zwaartekracht van een dergelijke wolk onstabiel en begint naar binnen in te storten. Dit is het begin van een nieuwe ster. Figure B.1 toont de Pilaren der Creatie van de Adelaarsnevel (M16). M16 is een emissienevel, waar de kleuren te wijten zijn aan het feit dat veel heldere, jonge sterren de omringende gaswolken verlichten. De donkere gebieden in de Pilaren der Creatie zijn rijk aan stof. Het heldere licht dat uit de uiteinden komt onstaat in nieuw vormende sterren. De moleculaire wolken in nevels zoals M16 bevatten veel protoplanetaire schijven.
Tijdens het instorten van een moleculaire cloud, het grootste deel van het materiaal valt naar binnen naar het zwaartekrachtcentrum, waar voldoende materie wordt verzameld om een nieuwe ster te vormen. Sommige materie wordt echter niet meteen ge-accreteerd. Deze stervormende wolken zijn niet stationair. Ze draaien niet alleen als een gewone ster om het galactische centrum, maar rollen en tuimelen ook: ze hebben hun eigen impulsmoment. Tijdens de fase van gravitationele ineenstorting wordt de dichtheid van de wolk steeds groter, waardoor de deeltjes vaker met elkaar botsen.
Hoewel elk deeltje in de wolk zijn eigen impulsmoment heeft, roteert de moleculaire wolk als geheel ook in een bepaalde richting. Als alle deeltjes botsen, wordt het impulsmoment van de wolk geleidelijk in elke richting tenietgedaan, behalve de gemiddelde richting van de moleculaire wolk. Omdat de wetten van de natuurkunde dicteren dat het totale impulsmoment van de moleculaire wolk behouden moet blijven, is het resultaat een roterende schijf van puin. Een protoplanetaire schijf. Figuur B.2 toont een Hubble Space Telescope-beeld van vier schijven in de Orion-nevel. De schijven zijn erg klein in vergelijking met de grootte van de nevel, maar we kunnen ze zien met onze beste telescopen. Dit zijn geen statische objecten, maar vol met interacties tussen gas en stof, waaronder de groei en vernietiging van stofkorrels, de chemie van gasmoleculen (en hun bevriezing), en de effecten van straling van de hete, nieuw vormende ster in het midden van het systeem. Figuur B.3 toont een schets van de structuur van een protoplanetaire schijf en de fysieke processen die daarin voorkomen.
In de loop van enkele miljoenen jaren beginnen de resten van gas en stof waaruit een protoplanetaire schijf bestaat te evolueren. Een deel van de materie valt in de centrale ster, door een proces dat we accretie noemen. Een deel wordt via fotoverdamping (wanneer intense straling zorgt voor verdamping) en winden in de schijf teruggeleid naar het interstellaire medium. Maar sommige klonteren langzaam samen tot grotere objecten: kometen, asteroïden, manen en planeten. De planeten die roteren om andere sterren worden exoplaneten genoemd.
Figuur B.1: De Adelaarsnevel, zoals afgebeeld door de William Herschel-telescoop in mei 2015, met behulp van smalbandfilters. Rood komt overeen met waterstofemissie, groen is zwavel en blauw is zuurstof. Sterren vormen zich actief in de beroemde “Pilaren der Creatie ” in het midden van deze afbeelding.
Figuur B.2: Vier proplyds (geïoniseerde protoplanetaire schijven) in de Orion-nevel, te zien met de Hubble-ruimtetelescoop. Deze afbeelding komt uit een persbericht van NASA (hubblesite.org/news_release/news/1994-24).
Figuur B.3: De structuur van een typische protoplanetaire schijf. Figuur overgenomen van Henning & Semenov (2013).
2. relatieve maten
Protoplanetaire schijven zijn bij sommige maten vrij groot: een typische protop-lanetaire schijf rond een ster die vergelijkbaar is met onze eigen zon heeft een straal van ongeveer 600 AU (één "AU", of astronomische eenheid, is gelijk aan de gemiddelde afstand tussen de Aarde en de Zon: ongeveer 150 miljoen km). Het is echter gemakkelijk om misleid te worden door afstanden in de astronomie. Hoewel een typische protoplanetaire schijf misschien een diameter heeft die tien keer zo groot is als de baan van Pluto, is onze Melkweg honderden miljoenen malen groter. In deze sectie beschrijf ik hoe klein deze schijven zijn in vergelijking tot grotere schalen van onze Melkweg of het heelal.
Andromeda, de Large Magellanic Cloud en de Small Magellanic Cloud zijn allemaal nabijgelegen sterrenstelsels die we met het blote oog kunnen zien. Clusters van sterrenstelsels liggen heel dicht bij elkaar in verhouding tot hun eigen grootte: de afstand tussen elk sterrenstelsel is vaak slechts tien of honderd keer hun eigen diameter. Ons eigen Melkweg heeft een diameter van ongeveer 6.4×
109AU, oftewel 100 000 lichtjaren: de afstand van hier tot het Andromeda-stelsel
is ongeveer 25 keer deze diameter – Als sterrenstelsels zo groot als pingpongballen waren, lagen ze maar één m uit elkaar. Sterren zijn, ten opzichte van hun grootte, veel verder van elkaar verwijderd dan sterrenstelsels – als twee sterren in de buurt zo groot als pingpongballen waren, zouden ze duizend km uit elkaar liggen. Dat betekent dat wanneer twee sterrenstelsels botsen, het zeer onwaarschijnlijk is dat afzonderlijke sterren met elkaar botsen.
Hoewel we met het blote oog andere sterrenstelsels kunnen zien (zoals An-dromeda, de LMC en de SMC), is dit helaas niet het geval voor protoplanetaire schijven en exoplaneten. Protoplanetaire schijven zijn zulke kortstondige objecten dat ze alleen gevonden kunnen worden in gebieden die actief nieuwe sterren vormen. De dichtstbijzijnde stervormingsgebieden zijn ongeveer 120 lichtjaar van ons verwijderd. De afstand tot de dichtstbijzijnde stervormingsgebieden is enkele miljoenen maal de afstand tussen de aarde en de Zon. Als de Zon een pingpongbal was, zouden deze regio’s op 65 000 km afstand liggen. Zodoende is de diameter van een typische nabijgelegen protoplanetaire schijf in onze lucht, met een straal van 600 AU, ongeveer twee duizendsten de diameter van de maan. Protoplanetaire schijven zijn door hun relatief kleine formaat moeilijk te observeren.
3. observeren van protoplanetaire schijven
De buitenste regionen van deze schijven zijn – net als ons eigen zonnestelsel – erg koud. Ze zenden voornamelijk uit in het niet-zichtbare spectrum, maar op infrarood- en mm-golflengten. Als gevolg hiervan is het veel beter om telescopen te gebruiken die werken met infrarood, sub-mm of mm-golflengten.
Om een volledige protoplanetaire schijf te observeren, kan geen enkele tele-scoop het immense golflengtebereik dekken dat nodig is: van nabij-infrarode golflengten van ongeveer 2 µm, helemaal tot aan golflengten van enkele millime-ters.2 Het mm-golflengtelicht dat afkomstig is van de koude, schaarse buitenste
schijf heeft een golflengte die duizend keer langer is dan het nabij-infraroodlicht. Ter vergelijking: er is slechts een factor twee verschil tussen de kortste golflengte (violet) en de langste golflengte (rood) die het menselijk oog kan zien.
Infrarode golflengten
Infraroodwaarnemingen zijn moeilijk omdat objecten op kamertemperatuur veel infraroodlicht afgeven, en ook omdat de atmosfeer van de aarde gemakkelijk infrarood licht absorbeert. Bovendien is de ster zelf erg helder in het infrarood en kan de schijf gemakkelijk overstemd worden: we moeten een coronograaf gebruiken om het stellaire licht fysiek te blokkeren, zodat dit de telescoop niet bereikt.
Het golflengtebereik tussen ongeveer 5 µm en 50 µm is bekend als het midden-infrarood, terwijl van ongeveer 50 µm tot 1000 µm, of 1 mm, het ver-infrarood is. Om te kunnen waarnemen in het midden- en ver-infrarood, moeten we een cryogeen gekoelde ruimtetelescoop gebruiken.3 De Spitzer en Herschel
ruimtetelescopen hebben dit werk in het verleden al gedaan, en de naderende James Webb Space Telescopezal de grenzen van onze kennis verder verleggen: JWST heeft een spiegel van 6,5 meter in vergelijking met de spiegel van zijn voorganger Spitzer, die 0,85 meter breed is. Gecombineerd met nieuwe technologie in zijn instrumenten, zal JWST tot 100 keer gevoeliger zijn dan Spitzer.
Omdat het deel van een protoplanetaire schijf dat helder is in het nabij-infrarood erg klein is, is het moeilijk om ruimtelijk een schijf in het nabije infrarood in detail te observeren.4 Het spectrum van een schijf observeren kan
echter nog steeds veel nuttige informatie bieden. De spectra vertellen ons over eenvoudige moleculen in de schijf zoals waterstofcyanide en water. Er is veel
2 1 µm is een micrometer of een miljoenste van een meter. Het bereik van zichtbaar licht is ongeveer 0,39 µm tot 0,7 µm.
3 Er zijn een paar “vensters” in de atmosferische absorptie die grondgebaseerde nabij- en midden-infraroodobservaties mogelijk maken, maar om ononderbroken golflengtebedekking te krijgen, is het noodzakelijk om in de ruimte te observeren.
4 Dit zal mogelijk zijn met de E-ELT, vanwege zijn enorme 39 m spiegel en adaptieve optica die compenseren voor onscherpte door atmosferische turbulentie.
te leren van de helderheid en vorm van de spectraallijnen, zoals het vinden van de hoeveelheid water op de schijf en waar het zich bevindt (een belangrijke overweging voor het vormen van bewoonbare planeten).
Magnetron golflengten
Het golflengtebereik tussen 1 mm en 1 m is het magnetronbereik. Aan het korte uiteinde van dit bereik, ongeveer 1 mm, zijn telescopen op de grond zoals het ALMA-observatorium in Chili zeer succesvol in het observeren van protoplanetaire schijven. De levensduur van de telescoop wordt niet beïnvloed door een beperkte hoeveelheid cryogene koelvloeistof, en de schrale, droge lucht van de Atacama-woestijn op grote hoogte vermindert de effecten van water in de atmosfeer dat het licht absorbeert. Er is echter een ongelukkige complicatie: de hoekresolutie van een afbeelding wordt gegeven door het Rayleigh-criterium, θ =
1,22 λ/D, waarbij λ de golflengte van licht is en D de diameter van de telescoop. Naarmate de golflengte met een factor duizend toeneemt van nabij-infrarood tot mm-golflengten, daalt de scherpte van een beeld met een factor duizend. Om dit te verbeteren, is het ALMA-observatorium wat we een interferometer noemen: er zijn meer dan 50 afzonderlijke schotels met een diameter van 12 m en twaalf schotels van 7 m. Door de grote 12 m schotels over een grote afstand (maximaal 10 km uit elkaar) uit te spreiden en een gespecialiseerde computer genaamd een correlator5te gebruiken om hun signalen samen te combineren,
heeft de telescooparray nu het oplossend vermogen van een schotel van 10 km en het licht-vergaderingscapaciteit van een schotel van 44 m. De kleinere schotels blijven dichter bij elkaar om het verlies van grootschalige details te voorkomen die anders kunnen optreden met behulp van interferometrie. Met deze techniek kunnen we ongelooflijke beelden van protoplanetaire schijven vastleggen, zoals het beeld van TW Hydrae, te zien in Figuur B.4.
We kunnen ook spectra met ALMA verkrijgen die ons in staat stellen om eenvoudige moleculen te detecteren en op te sporen waar ze in de schijf voorko-men, ons te helpen de chemie in protoplanetaire schijven te begrijpen en fysieke omstandigheden te bepalen, zoals waar waterdamp bevriest (de druk in een protoplanetaire schijf is veel te laag om vloeibaar water te laten bestaan). On-langs hebben Pinte et al. (2018b) zelfs gesuggereerd dat kinematische informatie verkregen uit observaties van koolmonoxide het bewijs levert voor een ingebedde, onzichtbare protoplaneet (zie Figuur B.5).
5 De ALMA-correlator is een van de snelste computers ter wereld. De specifieke toegepaste circuits kunnen echter niets anders doen.
Figuur B.4: De protoplanetaire schijf rond de jonge ster TW Hydrae. In het inzetbeeld zien we een kloof in ongeveer dezelfde straal van de ster als de aarde van de zon is: deze kloof is mogelijk gesneden door een nieuw gevormde planeet. Andere kloven zijn zichtbaar in het hoofdbeeld, met veel grotere radii vergelijkbaar met de afstand van Uranus of Pluto in ons eigen zonnestelsel. Deze afbeelding is afkomstig van een ESO-persbericht (eso.org/public/news/eso1611/), dat het wetenschappelijke artikel van Andrews et al. (2016).
Figuur B.5: Koolmonoxide-emissie van de schijf rond de ster HD 163296, observeerde met ALMA (Pinte et al. 2018b). De gegevens volgen een sub-set van de CO-emissie, bij een rela-tieve snelheid van 1 km s−1. Het grootste deel van het CO-gas beweegt sneller of langzamer dan 1 km s−1, omdat de hele schijf roteert: dit is waarom het er niet uitziet als een schijf. De gegevens zien eruit zoals we zouden verwachten, maar met één uitzondering: een kleine knik in het oppervlak, omlijnd door de gestip-pelde cirkel. De blauwe stip geeft de locatie van de potentiële planeet aan die deze knik zou kunnen veroorza-ken.
3. Results and Analysis
The disk shows the typical butterfly pattern of disks in Keplerian rotation (de Gregorio-Monsalvo et al.2013; Rosenfeld et al.2013). In a given channel, the emission is concentrated along an isovelocity curve, corresponding to the region of the disk where the projected velocity is equal to the channel velocity. The emission from the upper and lower surfaces—above and
below the midplane as seen by the observer—and from the near and far sides of these surfaces, is well separated (Figure1, and schematic view in Figure3).
In a recent paper (Pinte et al. 2018) we showed how to reconstruct the position and velocity of each of the CO layers, for disks at intermediate inclination, by simple geometrical arguments based on the emission in each channel map. HD163296 displays
Figure 1. Kinematic asymmetry in HD 163296. Band 6 continuum emission (top left) and channel map of12CO line emission at+1 km s−1from the systemic velocity
(top right, with a close-up shown in the bottom right) shows a distinct “kink” in the emission (highlighted by the dotted circle). Comparison with the continuum emission (top left) locates this outside of the outermost dust ring. The corresponding emission on the opposite side of the disk (bottom left; showing−1 km s−1
channel) shows no corresponding feature, indicating the disturbance to the flow is localized in both radius and azimuth. The channel width is Δv=0.1 km s−1. The
white contour shows the 5-σ (σ=0.1 mJy beam−1) level of the continuum map. The dashed line is the expected location of the isovelocity curve on the upper surface
of a disk with an opening angle of 15° and an inclination of 45°. Dotted lines in the bottom-right figure indicate 15% deviations (≈0.4 km s−1
) from Keplerian flow around the star. The potential planet location is marked by a cyan dot, assuming it is located in the midplane.
2
4. de stand van zaken van het huidig onderzoek
We zijn redelijk zeker in onze brede kennis van de vorming van sterren en planetaire systemen. We weten dat sterren zich vormen in de dichte stervormende gebieden van de moleculaire wolken die zich een weg banen door onze Melkweg. We weten ook dat er in de loop van miljoenen jaren nieuwe planeten kunnen worden gevormd in protoplanetaire schijven en dat deze schijven in het algemeen niet lang daarna verdwijnen. Veel van de fijnere details zijn echter nog steeds onbekend. Veel van het onderzoek van vandaag houdt in dat we afzonderlijke stukken van de grotere schaal onderzoeken: het is veel te moeilijk (en onze computers zijn niet snel genoeg) om alles in één keer te bestuderen en te simuleren. We moeten stukjes van de puzzel uitzoeken om één voor één te bestuderen. Bijvoorbeeld hydrodynamische simulaties uitvoeren van moleculaire wolken en protoplanetaire schijven om hun vorming en fysieke evolutie in de tijd te bestuderen. Sommige onderzoekers kijken naar ons eigen zonnestelsel voor aanwijzingen: het bestuderen van de structuur van meteorieten en de banen en composities van kometen om inzicht te krijgen in hoe ons zonnestelsel er misschien uit heeft gezien toen het een protoplanetaire schijf was.6
Een andere belangrijke tak van het onderzoek is de chemie en structuur van protoplanetaire schijven: hoe ziet een protoplanetaire schijf er in detail uit, op een momentopname? Protoplanetaire schijven veranderen over het algemeen en evolueren te langzaam om deze veranderingen rechtstreeks te observeren met onze telescopen (hoewel we de kinematica van gas en stof in schijven kunnen waarnemen (Teague et al. 2018), gebeurt de lange-termijnevolutie over miljoenen jaren). Hier proberen we computermodellen te vergelijken met afbeeldingen van telescopen zoals de ALMA-array in Chili, of met spectra van de Spitzer ruimtetelescoop. Omdat elke schijf anders is, heeft elke afzonderlijke schijf de potentie om ons iets nieuws te vertellen over protoplanetaire schijven.
5. mijn proefschrift
Mijn onderzoek omvat het begrijpen van de structuur en chemie van protoplane-taire schijven, met behulp van een speciaal daarvoor ontwikkelde computercode genaamd ProDiMo. Binnen de code is er een groot aantal parameters dat kan worden aangepast: eenvoudige aanpassingen zijn bijvoorbeeld het wijzigen van de grootte en massa van de schijf, de helderheid van de centrale ster of het veranderen van de grootte, verdeling en samenstelling van de stofdeeltjes.
Om een ProDiMo-schijfmodel te maken, beginnen we met het definiëren van de verdeling van de stofdeeltjes in de schijf. De totale stofmassa wordt bijvoorbeeld
6 We weten bijvoorbeeld momenteel niet precies hoe de Aarde haar water kreeg: is de Aarde verder van de zon gevormd, terwijl ze tegelijkertijd water verzamelde? Of vormde de Aarde dichter dan waar ze nu is, waarbij veel van het water werd afgeleverd door kometen en kleine protoplaneten uit het buitenste zonnestelsel?
normaal gedefinieerd als 1% van de gasmassa, en stofdeeltjes kunnen in grootte variëren van 0,05 µm tot 3000 µm. Stof is erg belangrijk voor de stralingsoverdracht – de manier waarop licht door de schijf wordt verspreid – omdat het zeer efficiënt is in het verspreiden en absorberen van straling. Dus, nadat de stofverdeling is gedefinieerd, voeren we een stralingsoverdrachtsalgoritme uit dat bepaalt hoeveel licht van de centrale ster elk deel van de schijf bereikt. Het middenvlak7van de
schijf is meestal erg koud en donker (ongeveer 10 K), omdat stof zich daar meestal naartoe concentreert.8 Zoals te zien is in Figuur B.3, hebben schijven ook de
neiging om op grotere afstanden van de ster naar boven te buigen. Deze bovenste lagen hebben relatief weinig stof en ontvangen veel meer stellaire straling, dus ze zijn veel heter (tussen een paar honderd tot een paar duizend graden Kelvin).
Zodra de stralingsoverdrachtsberekeningen zijn voltooid, berekenen we de chemie. We beginnen met een mengsel van lichte elementen: waterstof, helium, koolstof, enzovoorts (zware elementen zoals ijzer zijn ook inbegrepen, maar ze bestaan meestal in het stof). Deze initiële abundanties worden ingevoerd in een chemisch netwerk: een groot aantal chemische reacties die kunnen optreden, zodat complexere moleculaire soorten zoals water en waterstofcyanide kunnen worden gevormd (meestal laten we een totaal van 235 verschillende soorten ont-staan). Zodra het chemiealgoritme een stabiele-toestandoplossing heeft gevonden, is het schijfmodel voltooid en nu beschrijft het hoe elk van de moleculaire soorten door de schijf zijn gedistribueerd. Omdat elke soort zich op een andere manier vormt en gevoelig is voor verschillende temperaturen en soorten stellaire straling, kunnen we veel leren van het analyseren van de chemie van deze modellen en deze vergelijken met waargenomen schijven.9
Elk van de drie wetenschappelijke hoofdstukken van mijn proefschrift gebruikt deze schijfmodellen om een andere vraag te beantwoorden.
6. protoplanetaire schijven van bruine dwergen
In het eerste wetenschappelijke hoofdstuk bereken ik de meest gedetailleerde modellen tot nu toe van een protoplanetaire schijf rond een bruine dwergster. Een bruine dwerg is een “mislukte ster” – een ster die niet massief genoeg is om waterstof naar helium te smelten. Een ster die minder massief is dan 0,08 maal de massa van onze Zon is een bruine dwerg. Over bruine dwergen is relatief weinig bekend, omdat ze zo klein en schemerig zijn. Ondanks de duizenden exoplaneten die rond andere sterren zijn gedetecteerd, zijn we er nog niet in
7 Het middenvlak is onze term voor het midden van de schijf, in verticale zin. Als je een pitabroodje in tweeën snijdt om een broodje te maken, dan heb je het middenvlak gesneden.
8 In de astronomie gebruiken we altijd de Kelvin-schaal: het is als de schaal van Celsius, maar verschoven zodat 0 K het absolute nulpunt is (−273,15◦C). Dus 0◦C is 273,15 K.
9 Pinte et al. (2018a) hebben de emissie van12CO,13CO, en C18O direct in de schijf rond de ster IM
Lupi afgebeeld. Omdat de emissie van elke soort afkomstig is van verschillende verticale lagen in de schijf, slaagden de auteurs erin om de verticale CO “sneeuwlijn” te vinden: de hoogte op de schijf waarop CO uit een gas direct in een vaste stof bevriest.
geslaagd om een exoplaneet rond een bevestigde bruine dwerg te detecteren.10
We hebben echter veel exoplaneten waargenomen rond sterren die net boven deze massadrempel liggen, bijvoorbeeld het TRAPPIST-1 systeem. Dus de vraag is: zijn bruine dwergschijven fundamenteel anders dan de schijven rond sterren met een hogere massa? Of is het ontbreken van waargenomen planeten eenvoudigweg omdat onze telescopen niet gevoelig genoeg zijn om kleine, rotsachtige planeten te detecteren?
In dit hoofdstuk neem ik een model van een grotere, hogere-massa “T Tauri”-type schijf en schaal deze af tot de grootte van een bruine dwerg: dat wil zeggen, ik neem dezelfde set invoerparameters, verander de centrale ster naar een bruine dwerg en verminder de massa en radius van de schijf aanzienelijk – deze modelparameters zijn besloten uit voorspellingen van eerdere literatuur. We concluderen dat ons model goed vergelijkbaar is met de waarnemingen van een bekende bruine dwergschijf en dat er geen discontinue verschillen tussen bruine dwerg- en T-Tauri-schijven zijn: het model lijkt erg op een T Tauri-schijf die alleen gekrompen in grootte en massa. Het belangrijkste resultaat van dit hoofdstuk is dat we kunnen verwachten dat bruine dwergschijven gedomineerd worden door dezelfde chemische processen als hun massievere T Tauri-tegenhangers. Onze modellen hebben bijvoorbeeld nog steeds een watersneeuwlijn, wat de drempel is waar water als vast ijs kan bestaan. Deze drempel wordt beschouwd als een belangrijke katalysator voor de vorming van de planeet. Ten slotte voorspellen onze modellen dat chemische soorten die nog nooit eerder waren waargenomen in een bruine dwergschijf met behulp van ALMA, zoals HCN of HCO+, detecteerbaar zouden moeten zijn met voldoende observatietijd.
7. infraroodspectra van t tauri-schijven
Het tweede wetenschappelijke hoofdstuk concentreert zich op de infraroodspectra van T Tauri-schijven. Dit zijn de schijven rond sterren die erg op onze eigen zon lijken. Het infraroodspectrum is rijk aan emissielijnen van soorten zoals CO2
en H2O, die ons veel kunnen vertellen over de binnenste AU’s van de schijf. Ik
gebruik een nieuwe computercode genaamd FLiTs om infraroodspectra van een reeks schijfmodellen te produceren, om te begrijpen hoe deze spectra reageren op veranderingen in de stralingsomgeving (zoals verhoogde UV-straling of meer schijfverstuiving die de hoeveelheid straling verhoogt die het oppervlak van de schijf raakt). Nadat JWST is gelanceerd, verwachten we veel van dergelijke spectra, ook van alle andere soorten schijven, inclusief bruine dwergen: daarom moeten we onze modellen kalibreren en testen aan de hand van bestaande observaties.
10 Het uitgezonderd van enkele twijfelachtige gevallen, zoals een planeet die te massief is om te hebben gevormd in een schijf en hoogstwaarschijnlijk is gevormd op hetzelfde moment als de ster of gastheerster, is niet bevestigd als een bruine dwerg.
Ik analyseer ook de regio’s waaruit elke chemische soort infrarood licht uitzendt. Ik concludeer bijvoorbeeld dat elk van de soorten de neiging heeft uit te stoten uit gebieden waar het gas warmer is dan het stof (tussen 50 K en een paar honderd K). Dit komt doordat de infraroodlijnemissie afkomstig is van gebieden in de bovenste schijf, die optisch dun zijn (stellaire straling straalt gemakkelijk door deze regio’s). Chemische verwarming door exotherme reacties werkt om het gas aanzienlijk op te warmen, terwijl de dichtheden van zowel gas als stof in deze bovenste gebieden laag genoeg zijn om de gas- en stoftemperaturen van elkaar te ontkoppelen.
De combinatie van FLiTs en ProDiMo produceert de meest geavanceerde modellen tot nu toe van protoplanetaire schijfspectra, en mijn resultaten wijzen ook op de complexiteit van het modelleren van deze objected. In het verleden zijn soms benaderingen gebruikt, zoals het aannemen dat de gas- en stoftemperatuur gelijk zijn aan elkaar, of het uitvoeren van “plaatmodellen” die geen ruimtelijke informatie omvatten. We weten echter dat fundamentele eigenschappen, zoals de gastemperatuur en de abundanties van verschillende soorten, kunnen variëren in het lijn-emitterende gebied: het correct interpreteren van waarnemingen is een moeilijke taak.11 Aan de horizon hebben we JWST die spectra van veel betere
kwaliteit zal leveren dan ooit tevoren, en E-ELT die in staat zal zijn ruimtelijk de innerlijke paar AU van protoplanetaire schijven op te lossen. Om deze mogelijkheden optimaal te benutten, moeten we ons inzicht in het maken van nauwkeurige, zeer gedetailleerde modellen blijven verbeteren.
8. de effecten van stofontwikkeling op infraroodspectra
Het laatste hoofdstuk analyseert de effecten die stofontwikkeling kan hebben op infraroodspectra. Omdat stof de belangrijkste opaciteitsdrager is (die bepaalt hoeveel sterrenstraling de verschillende delen van de schijf bereikt), is het ook van grote invloed op het infraroodlicht dat wordt uitgestraald door gasvormige moleculen. Naarmate een protoplanetaire schijf in zijn miljoenen levensjaren evolueert, evolueert ook het stof. Een deel van het stof wordt naar de centrale ster gesleept, omdat de viscositeit van de schijf ervoor zorgt dat een deel van het stof het impulsmoment verliest. Stof kan ook in omvang toenemen om uiteindelijk asteroïden of planeten te worden. Dus als het stof verandert, verwachten we ook dat de infraroodspectra zullen veranderen.
In dit hoofdstuk gebruiken we een stofevolutiecode genaamdtwo-pop-pyom
deze evolutie te simuleren. We maken snapshots van het stof bij verschillende schijfleeftijden en berekenen vervolgens een ProDiMo-model op basis van deze vooraf bepaalde momentopnamen van stofstructuren. Het resultaat is een beschrij-ving van hoe een protoplanetaire schijf zou kunnen reageren op veranderingen
11 Het lijn-emitterende gebied is het deel van de schijf waar uit een specifieke spectraallijn wordt uitgezonden. De midden-infrarode CO2-lijnen komen bijvoorbeeld uit een gebied tussen 0,1 AU en
in de stofstructuur. Een belangrijk verschil in deze modellen, vergeleken met de modellen in eerdere hoofdstukken van dit proefschrift, is dat de manier waarop stof zich naar het middenvlak kan vestigen waarschijnlijk realistischer is. Doordat het stof zich beter afzet, worden de bovenste schijflagen van kleine submicron-stofkorrels verwijderd, waardoor de opaciteit wordt verminderd en moleculaire lijnsterktenworden vergroot (de helderheid van een bepaalde spectraallijn).
In het verleden hebben we moeite gehad om modellen te gebruiken om de lijnsterkten van Spitzer weer te geven: onze modellen zijn niet lumineus genoeg. De snelle oplossing was om de totale massaverhouding tussen gas en stof in de schijf te verhogen, van 100:1 tot 1000:1 (dus in massa is er duizend keer meer gas dan stof). Dit neemt echter niet het stof weg met behulp van een fysiek proces. Gecombineerd zijn de nieuwe methoden van stofafzetting en evolutie in staat om de gas-stof-verhouding in de lijn-emitterende gebieden voldoende te verminderen om hetzelfde effect te bereiken, terwijl de initiële totale gas-stof-verhouding behouden blijft (voor de stofontwikkeling begint) bij honderd.
Het belangrijkste resultaat van dit hoofdstuk is dat stofontwikkeling de helder-heid van mid-infraroodlijnen met een factor honderd kan beïnvloeden, aangezien het schijfmodel verjaart van 0,018 tot 10 miljoen jaren oud. De leeftijden zelf zijn nogal onzeker – precies hoe snel stofontwikkeling in de realiteit gebeurt, is moeilijk te achterhalen – maar het potentieel voor dramatische veranderingen is duidelijk aanwezig, en het is nu eenvoudig om schijfmodellen te maken met helder genoege midden-infraroodlijnen om spectra te vergelijken. We conclu-deren ook dat de gastemperatuur van de lijnemitterende regio’s niet significant lijkt te veranderen totdat het stof zeer sterk is geëvolueerd en bijna volledig van de schijf is verdwenen. De CO2-emissie is bijvoorbeeld altijd afkomstig van
een temperatuur van ongeveer 300 K, zelfs als de lijnsterkte met een factor 10 toeneemt. Resultaten zoals deze leveren een waardevolle bijdrage aan ons begrip van hoe we mid-infraroodspectra moeten interpreteren.
9. conclusie
In dit proefschrift heb ik verschillende manieren onderzocht waarop we ons begrip van protoplanetaire schijven verder kunnen ontwikkelen en kunnen mo-delleren. We weten nu dat we bruine dwergschijven kunnen modelleren zonder dat we onze bestaande methodes aanzienlijk hoeven aan te passen. Onze re-sultaten op infraroodspectra tonen aan dat de pure hoeveelheid detail in deze modellen zowel een zegen als een vloek is: hoewel we er veel van kunnen leren, begrijpen we niet alle details ten volste. Voor de disk-modelleringsgemeenschap is het van groot belang om voor te bereiden op JWST en E-ELT, en om te weten hoe men het meeste kan halen uit de revolutionaire gegevens die deze observato-ria zullen opleveren. Dit proefschrift beantwoordt enkele vragen met betrekking tot dit doel en beschrijft nieuwe vragen om richting te geven aan toekomstig onderzoek.
