Max-Planck-Institut für Astronomie - Jahresbericht 2007

le kü le dissoziieren und ionisieren und das Gas über der
Mittelebene aufheizen, wo viele Moleküllinien erzeugt
werden (z.B. van Zadelhoff et al. 2003). Die Schei benche
mie selbst kann zur Produktion komplexer orga nischer
Moleküle führen.
Die kürzliche Entdeckung von NeII­Linien­Emis sionen
verschiedener protoplanetarer Scheiben durch Spitz
e r (Pascucci et al. 2007) unterstützt die theoretischen
Prognosen von Glassgold et al. (2007), wonach die äußeren
Scheibenteile durch die intensive Röntgenstrahlung
eines jungen Sterns ionisiert und aufgeheizt werden können.
Diese thermische Bremsstrahlung wird wahrscheinlich
von den Rekonnexionsschleifen in der stellaren Koro
na in Ent fernungen von bis zu 0.1 AE vom Stern erzeugt
und ver mag tief in die innere Scheibenregion einzudringen
– den Bereich, in dem die Planeten entstehen
(z.B. Igea & Glassgold 1999). Diese Röntgenstrahlung
ionisiert Heliumatome, die das CO zerstören und das
Scheibengas mit ionisiertem atomarem Kohlenstoff auffüllen.
Dies führt zur Bildung schwerer Cyanopolyine und
langer Kohlenstoffketten – teilweise auf Oberflächen von
Staubkörnern –, die einen wesentlichen Teil des natürlichen
Kohlenstoffs in der inneren Scheibenregion binden
können (Semenov et al. 2004). Deshalb ist es von größter
Wichtigkeit, mit Hilfe hochentwickelter theoretischer
Simulationen und hochwertiger Beobachtungsdaten herauszubekommen,
welche Mechanismen und Prozesse
während der verschiedenen Phasen der protoplanetaren
Scheibenentwicklung von Bedeutung sind.
Im Rahmen der Kollaboration »Chemistry in Disks«
(CID) zwischen Gruppen in Heidelberg, Bordeaux, Paris
und Jena haben Astronomen des MPIA ein Programm
zur Untersuchung und Charakterisierung der chemischen
Entwicklung und der physikalischen Eigenschaften naher
protoplanetarer Scheiben um junge Sterne mit unterschiedlichen
Massen und Altersstufen initiiert (sie he z.B.
Dutrey et al. 2007 b). Eines der verschiede nen Projektziele
bestand in der Suche nach den Emissionslinien der
Vorläufer komplexer organischer Moleküle. Hierbei fandebn
sie die Scheibe um den massearmen Stern DM Tau
in der H 2 C(3–2)­Linie und lösten sie mit dem Plateau
de Bure­Interferometer (wenn auch mit einem bescheidenen
Signal­Rausch­Verhältnis von 3 : 5) auf. Sie stellten
fest, dass die H 2 CO­Emission keinen zentralen
Peak aufweist wie das Staubkontinuum, sondern eine
asymmetrische ringähnliche Struktur mit einem größeren
inneren »Loch« von 100 AE besitzt. Die hochauflösenden
Beobachtungen von DM Tau mit dem ir a m­
Interferometer durch Dartois et al. (2003) and Piétu et al.
(2007) zeigten keinen zentralen Abfall in der CO­Linie
oder im Staubkontinuum.
Das Problem der Auflösung nahegelegener protoplane
tarer Scheiben in Moleküllinien mit einem guten Signal­Rausch­Verhältnis
wird drastische reduziert werden,
wenn das mit 50 12­m­Antennen ausgestattete Atacama
Large Millimeter Array (al m a ) im Jahr 2012 in
Betrieb genommen wird. al m a wird in der Lage sein,
III.3 Chemie in protoplanetaren Scheiben 83
Bilder protoplanetarer Scheiben in einem Fre quenzbereich
zwischen 100 und 950 GHz mit einer räum lichen
Auflösung von bis zu 0.04 – 0.005 zu er fas sen.
Dies ermöglicht die direkte Erkennung und Cha rak terisierung
von Scheibeninstabilitäten, die klumpige Strukturen
(Verwirbelungen, »Spiralarme« etc.) erzeugen,
sowie von inneren Lücken und Löchern durch ent stehende
Riesenplaneten (Wolf et al. 2002, Wolf & Klahr
2002, Narayanan 2006). Die großflächige chemische
Struk tur protoplanetarer Scheiben wird im Lichte der
Rotationsübergänge vieler reichlich vorhandener Mole
kü le zugänglich sein. Wie von Pavlyuchenkov et al.
(2007) demonstriert, kann die Anregung von Mo le kül linien
in Scheiben mit starken Gradienten physikalischer
Be din gun gen und chemischer Strukturen ein kompli zierter
und schwer zu interpretierender Prozess sein.
In diesem Kapitel stellen die Astronomen das aktuelle
Wissen über die Chemie in Scheiben dar und sagen
voraus, dass das innere H 2 CO­Loch, sofern es wirklich
existiert, wahr schein lich durch chemische Effekte verursacht
wird. Da rü ber hinaus untersuchen sie das Potenzial
von al m a zur Unterscheidung zwischen verschiedenen
thermischen und chemischen Effekten in protoplanetaren
Scheiben und schätzen die für dieses Ziel benötigte
räumliche Auf lö sung und Integrationszeit ab.
Beobachtungsfakten
Bisher wurden im Weltraum mehr als 150 Moleküle
ent deckt, von denen nur ein kleiner Teil mit Hilfe der
Millimeter­Interferometrie in planetenbildenden Scheiben
nachgewiesen wurde: CO und seine Isotope, CN,
HCN, DCN, HNC, H 2 CO, C 2 H, CS, HCO , H 13 CO ,
DCO und N 2 H (Dutrey et al. 1997, Kastner et al.
1997, Aikawa et al. 2003, Dutrey et al. 2007 a, Qi et
al. 2008). Einige helle und große Scheiben wie die um
DM Tau, LkCa 15 und MWC 480 wurden eingehend in
einem Dutzend Molekülübergängen und in der termischen
Emission ihres Staubes untersucht. Die Ana ly se
dieser Linien­ und Kontinuumsdaten ermöglichte es uns,
Scheibengrößen, Ausrichtungen, Kinematik, Tem pe ratur
ver tei lun gen, Flächendichten und molekulare Säulen
dich ten abzuleiten (z.B. Dartois et al. 2003, Qi et al.
2006, Isella et al. 2007, Piétu et al. 2007).
Die Linien des reichlich vorhandenen CO­Moleküls
dienen zur Untersuchung der Scheibengeometrie sowie
der thermischen Struktur, der Flächendichtenverteilung
und der Kinematik. Aufgrund der selektiven Photodissoziation
erscheinen die Scheiben in dem Staubkontinuum
und den C 18 O­, 13 CO­ und 12 CO­Linien zunehmend
größer, mit typischen Radien von 300 bis 1000 AE (Dutrey
et al. 2007a). Eine wichtige Erkenntnis besteht in
der Existenz vertikaler Temperaturgradienten in vielen
Scheiben, wie durch die physikalischen Simulationen
vorhergesagt, obwohl einige Scheiben mit größeren inneren
Hohlräumen keinen Hinweis auf einen solchen Gra­