Einführung in die Astronomie & Astrophysik 8. Kapitel: Aufbau und Entwicklung der Sterne a) Stern- und Planetenentstehung

Transkript

1 Einführung in die Astronomie & Astrophysik 8. Kapitel: Aufbau und Entwicklung der Sterne a) Stern- und Planetenentstehung Wilhelm Kley & Manami Sasaki Institut für Astronomie & Astrophysik & Kepler Center for Astro and Particle Physics Tübingen

2 Entstehung und Entwicklung von Sternen 8. Stern- und Planetenentstehung 8.1 Einführung 8.2 Sternentstehung 8.3 Planetenentstehung W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS2015 2

3 8.1 Einführung: Alter der Sonne Abgleich von Sternentwicklungsrechnungen mit seismologischen Daten der Sonne: Autoren Jahr Alter [Mia. Jahre] Guenther & Demarque ± 0.1 Bonnano, Schlattl & Paterno ± 0.11 Houdek & Gough ± 0.02 Parameter: - Elementhäufigkeiten - Opazitäten - Konvektion - relativistische Korrekturen Alter: ca. 4.6 Mia. Jahre Älteste Meteoriten sind gleich alt und chemisch gleich zur Sonne Gleichzeitige Entstehung von Planeten und Sonne W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS2015 3

4 8.1 Einführung: Sonnensystem: Inventur 1 Stern: Die Sonne 8 Planeten: Merkur bis Neptun 5 Zwerg-Planeten: Ceres, Pluto, Eris, Haumea, Makemake Kleinkörper: TNO, Asteroiden, Kometen Kleinstkörper: Meteoriten, Staub koplanar, zirkulare, gleichförmige Bahnen prograde Rotation (mit Ausnahmen) 99% der Masse in Sonne 99% des Drehimpulses in Planeten erdähnliche/feste Planeten, Gasplaneten (mit Kernen) Alter: ca. 4.6 Mia. Jahre Titius-Bode Regel: r n = n (Johann Titius 1766) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS2015 4

5 8.1 Einführung: Kant ( ) Urnebel ist Ansammlung aus Staub und Meteoriten ungeordnete Bewegung im Innern wird abgeflacht durch Rotation Teilchen stoßen zusammen verlieren Energie sinken zum Schwerpunkt ab Sonnenbildung Planeten aus Verdichtungen, die Zentrum umkreisen Vorteil: Sonne bildet sich mit kleinem Drehimpuls W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS2015 5

6 8.1 Einführung: Laplace ( ) Entstehung aus hydrodynamischem Kontinuum W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS2015 6

7 8.1 Einführung: von Weizsäcker ( ) (ca. 1943) Gemeinsame Entstehung von Planeten und Sonne aus einer Gasscheibe Hier turbulente Gasscheibe Drehimpulstransport von Innen nach Außen Riesige Wirbel in Gasscheibe Konzentration von festem Material auf ringförmige Zonen Weiterentwicklung mit Lüst (Akkretionsscheibentheorie) Basis für heutige Modelle. (oft Kant-Laplace Nebularhypothese) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS2015 7

8 8.1 Einführung: Moderne Vorstellung Historische Sicht: (Leukippos, v.chr.) Die Welten bilden sich dadurch, dass die Körper in den leeren Raum herabsinken und sich miteinander verflechten. Moderne Sicht: Kollaps einer interstellaren Molekülwolke Leichte Rotation Abplattung Protostern im Zentrum / Scheibenbildung (Kant & Laplace, 1750er) Flaches System, gleichsinnige Bahnen, kreisförmige Orbits W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS2015 8

9 Entstehung und Entwicklung von Sternen 8. Entstehung und Entwicklung von Sternen 8.1 Einführung 8.2 Sternentstehung 8.3 Planetenentstehung W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS2015 9

10 8.2 Sternentstehung: Sternbild Orion M42 - Orionnebel Ansammlung sehr junger Sterne ( 10 6 Jahre alt), Sterne entstehen nicht allein, sondern in Sternhaufen aus Molekülwolken. W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

11 8.2 Sternentstehung: Sternhaufen (Chandra/Spitzer) M42 - Orionnebel Coronet Cluster (Corona Australis) Massereicher Haufen über 1000 Sterne Abstand über 1500 LJ Offener Haufen einige Dutzend Sterne Abstand 420 LJ W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

12 8.2 Sternentstehung: Die Dunkelwolke Barnard 68 4 unterschiedliche Filter: Blau, Visuell, IR, K = fernes IR Molekülwolke, absobiert das visuelle Licht Dichteverlauf in Wolke Sternbild Ophiuchus, Abstand 500 LJ W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

13 8.2 Sternentstehung: Mechanismus Mehrzahl der Sterne (ca. 90%) entsteht in Sternhaufen - Sternentstehungsgebieten, bis zu 10,000 Sterne - aus Molekülwolkenkernen (ρ g/cm 3, T 10 20K) - durch gravitativen Kollaps Leiten Kriterium ab, unter welchen Bedingungen eine Wolke kollabieren kann. (Jeans, 1902) Schätzen Zeitdauer des Kollaps ab (Freifall-Zeit) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

14 8.2 Sternentstehung: Jeans-Kriterium Betrachte Wolke mit Radius R und Masse M Wolke ist gebunden falls: E tot = E kin + E grav < 0 M E grav = 0 Gm(r) dm A GM2 r R mit A = 3 für ρ = const. hier A = 1 5 (1) E kin = 3 2 Nk BT = 3 M k B T (2) 2 µm H Mit dem mittleren Molekulargewicht µ und der Gesamtteilchenzahl N Kollaps (E tot < 0), falls: M J = Jeans-Masse M > M J = 3k BT 2Gµm H R (3) umformuliert mit M = 4π/3R 3 ρ ( ) 3/2 kb T M J ρ 1/2 (4) Gµm H Stabilierung durch höheres T, Destabilierung durch hohe Dichte (Masse) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

15 8.2 Sternentstehung: Die Freifallzeit I Betrachte kugelförmige Anfangswolke ohne Rotation: - mit homogener Dichte ρ 0 und Radius R - ohne Gasdruck (Staub) Die Wolke kollabiert unter ihrer eigenen Gravitation. Für jede Massenschale (mit Radius r) gilt: r = Gm(r) r 2 m(r) : Masse innerhalb von r (5) Die Masse innerhalb einer Schale ändert sich aber nicht, also gilt für m(r) m = 4πρ 0r = const., (6) wobei r 0 der Anfangsradius der Schale ist. Multipliziert man Gl. (5) mit ṙ und integriert die Gleichung (Energiesatz), so folgt 2ṙ2 1 = 4πr 0 3 Gρ 0 + const. (7) 3r Eine Lösung in parametrisierter Form ist möglich. (siehe Übungsaufgabe) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

16 8.2 Sternentstehung: Die Freifallzeit II Die Lösung zeigt, dass alle Schalen zur gleichen Zeit das Zentrum erreichen! Diese Zeit heißt: Freifall-Zeit t ff umgeformt ( 3π t ff = 32Gρ 0 t ff 35 min ( ρ ) 1 2 g/cm 3 (8) ) 1/2 (9) Typische Zeitskala für Kollaps einer Molekülwolke: Jahre. Der Gasdruck verlangsamt den Kollaps. Zusätzlich wirken noch die Rotation und Magnetfelder Verzögerung. W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

17 8.2 Sternentstehung: Das Drehimpulsproblem I Betrachte kugelförmige Anfangswolke mit leichter Rotation: - eine Sonnenmasse M, - Radius R = 1/4 pc (etwa 0.8 LJ) - eine Umdrehung in P = 40 Mio. Jahren Teilchen der Masse m am Äquator der Wolke hat einen Drehimpuls mit der Bahngeschwindigkeit v = 2πR/P. L = mrv (10) Für den kleinsten Radius r c, den das Teilchen erreichen kann, gilt: GM m r 2 c (Gravitationskraft = Zentrifugalkraft) Drehimpulserhaltung während des Kollaps mit Gl. (11) folgt = mv 2 c r c, (11) L = L c = mr c v c (12) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

18 8.2 Sternentstehung: Das Drehimpulsproblem II die Drehimpulsbarriere r c = j = L/m heißt auch spezifischer Drehimpuls. ( ) L 2 1 m GM. (13) Mit R = 1/4 pc und P = 40 Mio. Jahren folgt r c = 4370 AE. Maximale beobachtete Größe solcher Scheiben: 1000 AE Dies wird als Drehimpulsproblem der Sternentstehung bezeichnet, da bei Drehimpulserhaltung die Scheiben nicht so klein werden könnten. Mögliche Lösungen: Magnetfelder, Turbulenz, oder Ausströmungen W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

19 8.2 Sternentstehung: Überblick I Dunkle Molekülwolkenkerne Gravitations-Kollaps 1 pc AE (nach Hogerheijde, 2001) t = 0 J. t = 0 J. Eingebetteter Protostern, T Tauri Stern, W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

20 1 pc AE 8.2 Sternentstehung: Überblick II t = 0 J. Eingebetteter Protostern, T Tauri Stern, Akkretionsscheibe, Ausstrom Akkretionsscheibe, Ausstrom Huelle ~ 8000 AE Akkretions-Scheibe ~ 80 AE 100 AE (Hogerheijde, 2001) t J. t J. W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

21 8.2 Sternentstehung: Überblick III Vorhauptreihen-Stern, Scheibenentwicklung 100 AE Hauptreihen-Stern, Planetensystem 100 AE 50 AE (Hogerheijde, 2001) t J. t > 10 7 J. W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

22 8.2 Sternentstehung: Beobachtungsmethoden von Scheiben Scheiben um Junge Sterne (YSO, Young Stellar Object; z.b. T Tau, Herbig Ae Sterne) Synonyme: - Zirkumstellare Scheiben - Protostellare Scheiben - Protoplanetare Scheiben Detektion durch: SED (Spektrale Energieverteilung) - IR-Exzess zirkumstellarer Staub Direkte Abbildung (nahes IR, IR, sub-mm) - Silhouette Scheiben (Orion) - Interferometrie Polarisations-Messungen W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

23 8.2 Sternentstehung: Scheiben um junge Sterne (HST) Im Trapez-Haufen Sternbild: Orion Abstand: 1500 LJ. Masse: ca Sterne Alter: um 1 Mio. Jahre Silhouette Scheiben mit rotem Protostern im Zentrum Vor hellem Hintergrund W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

24 8.2 Sternentstehung: Scheiben II Scheibe als dunkler Schatten vor dem Stern. Absorbtion Staub. durch Teilweise Jets sichtbar (unten links) (HST-Bilder) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

25 8.2 Sternentstehung: Spektrale Scheiben-Signatur Kurven: - Sternspektrum - Infra-Rot Exzess (oberhalb des Sterns) Pfeile: - Innerer Rand - Silikat-Buckel (bei 10µm) - Zentrale Scheibe - Außen-Bereich Scheibenindikator: IR-Exzess W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

26 8.2 Sternentstehung: Bspl: AB Aurigae (Herbig Ae star) Subaru AO, H-Band (1.65 µm) Spectral Energy Distribution (SED) (Fukagawa ea, 2004) (Dullemond & Monnier, 2010) Direkte Abbildung und spektrale Energieverteilung (SED) eines A-Sterns Aussagen zu Bedingungen bei Stern- und Planetenentstehung möglich Mögliche Indikatoren über Anwesenheit von Planeten W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

27 8.2 Sternentstehung: Scheibeneigenschaften Dichteverteilung Massenverteilung (Williams & Cieza, 2011) Mit viskosen Scheibenmodellen: Exponentieller Abfall mit Außengrenze ( ) [ γ ( ) ] 2 γ R R Σ(R) exp R c Σ ist die Flächendichte der Scheibe, vertikal integrierte Dichte. W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS R c

28 8.2 Sternentstehung: Globale Struktur (P. Armitage, 2011) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

29 8.2 Sternentstehung: Lebensdauer der Scheiben Aus Infra-Rot (IR) Überschuss In Graphik: y - IR-Exzess (H-K) x - Alter des Sterns (H-K: Farbindex) Hfkt. der Scheiben nimmt mit Sternalter ab Lebensdauer: ca Jahre D.h. Planetenentstehung: innerhalb dieser Zeit (Montmerle et al. 2006) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

30 8.2 Sternentstehung: Charakteristika Scheiben um T Tau Sterne Häufigkeit: um 50% der Sterne Masse: M Scheibe 10 2 M Sonne Durchmesser: AE Lebensdauer: 10 6 Jahre Akkretion: M /yr Zusammensetzung: 99% Gas, 1% Staub ( µm groß) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

31 8.2 Sternentstehung: Sternmassen W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

32 8.2 Sternentstehung: HD und Hale-Bobb Was haben diese 2 Objekte gemeinsam? Junger Stern mit Scheibe (HST-Bild) Ellipse: Größe des Pluto Orbits Hale-Bopp im Perihel, April 1997 W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

33 8.2 Sternentstehung: Spektrenvergleich Spektrum der Scheibe und ein Kometenspektrum: sehr ähnlich! HD Hale-Bopp amorphes Olivin ((Mg,Fe) 2 SiO 4 ), kristallines Forsterit (Mg 2 SiO 4 ) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

34 8.2 Sternentstehung: Zusammenfassung Beobachtungen (Dullemond & Monnier, 2010) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

35 8.2 Sternentstehung: Scheibenphysik Zirkumstellare Akkretionsscheibe um jungen Stern Materie spiralt nach Innen durch Drehimpulstransport (Viskosität) Aber: molekulare Viskosität winzig, Brauche: Turbulenten Transport Scheiben sind hydrodynamisch stabil! Brauche Magneto-Hydro-Dynamik (MHD) Innen: Wechselwirkung mit dem Magnetfeld des Sterns Sternaktivität & kosmische Strahlen Ionisation der Scheibe Magneto-Rotational-Instability (MRI), bewirkt Massentransport W. Kley (Akkretion) & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

36 Entstehung und Entwicklung von Sternen 8. Entstehung und Entwicklung von Sternen 8.1 Einführung 8.2 Sternentstehung 8.3 Planetenentstehung W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

37 8.3 Planetenentstehung: Überblick Planeten entstehen aus einer Scheibe: Protoplanetare Scheibe W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

38 8.3 Planetenentstehung: Zwei Hauptmechanism Gravitations-Instabilität (top-down) Sequentielle Akkretion (bottom-up) (L. Mayer) Selbstgravitierende Scheibe Dichte-Fluktuationen wachsen Spiralarme Planeten Schnelle Entstehung (10 3 Jahre) Keine Kerne (Gut für entfernte Planeten) (NASA, U2) Von kleinen zu großen Teilchen Langsame Entstehung (10 6 Jahre) Brauche: Gute Haftung (Kometen, Asteroiden, feste Planeten, Planetenkerne) (Bevorzugt für Sonnensystem) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

39 8.3 Planetenentstehung: I. Gravitations-Instabilität Betrachte lokale Dichtestörung in Scheibe Analytisch Stabilitäts-Kriterium (Toomre) Q c sκ 0 πgσ 0 > 1 with c s = Schallgeschwindigkeit κ 0 = Epizykel-Frequenz ( Ω K ) Σ 0 = Flächendichte Druck & Rotation stabilisieren Dichte destabilisiert (vgl. Jeans-Kriterium) Numerisch Entwicklung einer isothermen Scheibe Finite-Differenzen Hydrodynamik Viskose Scheibe (Tobias Müller) Scheibe heizt sich auf bei Kompression, muss schnell kühlen Brauche: Kühlzeit Bahnperiode Schnelle Bildung Nur in großen Entfernungen vom Stern (ab ca AE, keine Kerne) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

40 8.3 Planetenentstehung: II. Sequentielle Akkretion Koagulation of Staub & Akkretion von Gas (99% Gas, 1% Staub) Wachstum: Staub Planeten (µm 1000km) (Massenwachstum: 35 Größenordnungen) - Sequenz von Kollisionen & Koagulationen - Späte Phase: Gas-Akkretion auf Kern Vorteil: Kerne von Planeten (Sonnensystem, Transit-Systeme) Nachteil: Lange Zeitskalen Bevorzugtes Szenario für Sonnensystem W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

41 8.3 Planetenentstehung: Der Anfang: Staubwachstum Laborator-Experimente mit µm-großen Teilchen Haftung durch: Van der Waals Kräfte Fractales Wachstum gut bis zu cm-größe Numerische Simulationen Hier: Molekular-Dynamik (J. Blum, Braunschweig) (Alexander Seizinger, Tübingen) Jenseits von ca. 3 AE : Eis kondensiert aus (iceline) Beschleunigung des Wachstums W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

42 8.3 Planetenentstehung: Teilchendynamik in Scheibe (Jürgen Blum, Braunschweig) Teilchen haben Relativgeschwindigkeit zum Gas Kräfte Problem I: Schnelle Drift nach Innen (bei 1m Größe: 1 AE / 100 Jahre) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

43 8.3 Planetenentstehung: Teilchenkollisionen Wachstum zu Planetesimalen ( 1 10km) durch Kollisionen/Akkretion? Teilchenmethode Smoothed Particle Hydrodynamics: Elastisch-plastisches Modell. Behandlung von Rissen und Porosität. 2 Basalt Kugeln 2 poröse Kugeln (Christoph Schäfer, Ralf Geretshauser, Roland Speith, Univ. Tübingen) Problem II: Zerstörerische Stöße Problem I & II: sog. meter-sized barrier Lösung: Poröse Körper? W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

44 8.3 Planetenentstehung: Weiteres Wachstum Planetesimale: - Objekte ab etwa 1-10km bis etwa Mond-größe. - Ausgangspunkt für spätere Phase der Planetenentstehung, - gravitative Wechselwirkung wichtig. Bei 1km Größe werden Teilchen gebraucht, um die terrestrischen Planeten zu erzeugen. Brauche schnelles Wachstum. Wichtig: Gravitational Focussing Zwei Körper können nur durch physische Stöße anwachsen Durch gegenseitige Gravitation wird effektiver Streuquerschnitt erhöht (R.Mardling) = Stark erhöhte Stoßwahrscheinlichkeit (siehe Übungsaufgabe) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

45 8.3 Planetenentstehung: Terrestrische Planeten Mit Jupiter (stationär) Wasseranteil der Körper Langzeit N-body Simulationen, etwa 2000 Objekte zu Beginn. ca. 10 M Erde in [0.5, 5.0]AE mit Jupiter am heutigen Platz Dauer: ca. 100 Mio. Jahre (Raymond ea, ) Anfänglich hat die Erde nur geringe Mengen an Wasser aufgrund der hohen Scheibentemperaturen d.h. Erde erhält Wasser aus außenliegenden Bereichen W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

46 8.3 Planetenentstehung: Massereiche Gas-Planeten (C. Dullemond) Zuerst wie bisher: Staub Planetesimale (µm 1-10km) durch Kollisionen Massereiche Planeten: Kerne durch gravitational focussing, dann Gas Akkretion W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

47 8.3 Planetenentstehung: Maximale Masse M p = 1 M Jup, a p = 5.2 AE, in Scheibe um 1 M sol Stern Hydrodynamische Entwicklung Spiralarme: stationär im System des Planeten. Lückenbildung: limitiert Wachstum bei etwa 1 M Jup Details (Lückenbreite und Tiefe) anhängig von: Viskosität, Druck, Planetenmasse W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

48 8.3 Planetenentstehung: Zusammenfassung Entstehung Planeten entstehen in protoplanetarer Scheibe (in einer Ebene, kreisförmige Bahnen) durch Sequenz von haftenden Kollisionen Innere Planeten: festes Material Äußere: gasförmig mit Kernen, bei großen Abständen Maximale Masse M Jup (Lückenbildung) Extrasolare Planeten? W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

49 8.3b Bahnelemente: Grundlagen Nach bzw. schon während ihrer Entstehung wechselwirken Planeten mit ihrer Umgebung. Dies führt üblicherweise zu einer Änderung der Bahnelemente (a, e, i) Vgl.: Heiße Planeten, hohe Exzentrizitären und Bahnneigungen Wichtig sind 3 Wechselwirkungen: mit der umgebenden Gasscheibe (eingebettete Planeten) mit den übriggebliebenen Planetesimalen (Sonnensystem) mit den anderen Protoplaneten (grav. Streuprozesse) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

50 8.3b Bahnelemente: Ursache Planeten-Migration Planet mit 20 M Erde in protoplanetarer Scheibe Hydrodynamische Rechnung Scheibe mit konstanter Dichte (Masset, 2002) Abhängigkeit von Temperatur, Schallgeschwindigkeit c s (Masset, 2002) Planet erzeugt spiralförmige Störungen in der Dichte der Scheibe Diese bewegen sich mit dem Planeten mit Ω spiral = Ω planet (Vgl. Kielwasser in Schifffahrt) In der Gasscheibe: Ω(r) r 3/2 (Kepler) - Innere Welle ist langsamer als Gasscheibe - Äußere Welle ist schneller als Gasscheibe Anders formuliert: Innere/äußere Spiralen sind Wellen mit negativem/positiven Drehimpuls (bzgl. Scheibe) Reibung/Dissipation (Viskosität, Stoßwellen) - Innere Scheibe verliert Drehimpuls - Äußere Scheibe gewinnt Drehimpuls Planet transportiert Drehimpuls von innerer nach äußerer Scheibe Ändert dabei seinen eigenen Drehimpuls Migration (typisch nach Innen) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

51 8.3b Bahnelemente: Migration im Sonnensystem Am Beispiel: Neptun und äußere Planetesimalscheibe (Gomes, 2003) Planetesimale werden von Neptun nach Innen gestreut (verlieren Drehimpuls) Neptun gewinnt Drehimpuls (Expansion der Bahn, Anregung der TNOs) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

52 8.3b Bahnelemente: Exzentrizität (ē = 0.29) Radial Velocity Transit Solar 0.7 Eccentricity Distance [AU] Ursprung? Planet-Scheibe Wechselwirkung? Planet-Planet? Planet-Stern? W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

53 8.3b Bahnelemente: Planet auf exzentrischer Bahn Viskose Scheibe: M p = 20 M Erde, 2D-Rechnungen (Cresswell et al., 2007) Planet: e p = 0.1 Zeitentwicklung: e p (t) Scheibe-Planet Wechselwirkung dämpft Exzentrizität. Brauche Streuprozesse zwischen den Planeten, wenn diese sich zu nahe kommen. Auch nach dem Verschwinden der Scheibe möglich (Chaotische Entwicklung) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

54 8.3b Bahnelemente: Junge Planeten entdeckt? (Cassasus ea., ESO, 2013) ALMA Beobachtungen: 866 µm (CO 3-2), 840 µm (HCO+ 4-3), 870 µm (continuum) Radius der inneren Scheibe 10 AE, Größe der Lücke 140 AE. Lücke durch Planet erzeugt? (muss kleiner sein als 4 M Jup ) (andere Beobachtungen: VLT-NaCo, Gemini-South) W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS

55 8.3b Bahnelemente: Zusammenfassung Planeten entstehen in protoplanetaren Scheiben Sequenzielle Akkretion vs. Grav. Instabilität Anfängliches Kollisionswachstum nicht gut verstanden Nahe (heiße) Planeten durch Scheiben Migration Exzentrische Planeten durch gravitative Streuprozesse Geneigte Bahnen durch Streuprozesse Beobachtungen: Immer neue Überraschungen! W. Kley & M. Sasaki Astronomie & Astrophysik im SS