Max-Planck-Institut für Astronomie - Jahresbericht 2007

lare Strahlungsfeld angeregt und hängen deshalb von
der vertikalen Struktur und dem Turbulenzzustand der
Scheibe ab (Dullemond et al. 2007). Diese Linien lassen
sich leichter in Scheiben um heiße Herbig Ae /Be­Sterne
mittlerer Masse als bei kühlen, sonnenähnlichen T­Tauri­
Sternen beobachten (z.B. Acke & van den Ancker 2004,
Geers et al. 2007, Sicilia­Aguilar et al. 2007).
Verschiedene, bei 10 – 30 mm in Emission beobachtete
Bänder gehören zu amorphen und kristallinen Silikaten
bei Temperaturen zwischen 100 und 300 Kelvin mit variierenden
Fe /Mg­Verhältnissen, sowie Kornstruktur und
­größe (z.B. van Boekel et al. 2004, Natta et al. 2007,
Bouwman et al. 2008, Voshchinnikov & Henning 2008).
Die Zusammensetzung des heißen Gases in der inneren
Scheibe lässt sich aus Beobachtungen der Rotations­ und
Vibrationsübergänge von CO, CO 2 , C 2 H 2 , HCN und seit
Kurzem Wasser und OH ableiten und lässt vermuten,
dass hier eine komplexe, von endothermen Reaktionen
angetriebene Chemie abläuft (Brittain et al. 2003, Lahuis
et al. 2006, Eisner 2007, Salyk et al. 2008). Mit zunehmender
Entfernung zum Stern wird die Scheibe kälter
und die meisten Moleküle kleben an Staubkörnern und
frieren in Eismänteln aus. Der Hauptbestandteil dieser
Ummantelung ist Wasser, mit Spuren anderer flüchtiger
Stoffe wie CO, CO 2 , NH 3 , CH 4 , H 2 CO, HCOOH
und CH 3 OH * (Zasowski et al. 2007). Typische relative
Häufigkeiten dieser geringeren Bestandteile liegen bei
0.5 bis 10 Prozent der Häufigkeit von Wasser.
Abb. III.3.2: Links – Die beobachtete integrierte Intensitätskarte
des H 2 CO (3–2) in der DM­Tauri­Scheibe zeigt eine asymmetrische
und hüllenähnliche Verteilung mit einem chemischen
inneren »Loch« mit einem Radius von 100 AE. Rechts – Die
gleichen Eigenschaften erscheinen in der synthetischen Karte
der integrierten Intensität des Para­H 2 CO (4 – 3), das mit einem
realistischen physikalischen und chemischen Scheibenmodell
und dem Strahlentransport in den Linien erzeugt wird.
181010
4h33m49. s 0 48. s 5
Rektaszension
0.05
0
Intensität [Jy beam –1 (km/s) –1 ]
Chemische Struktur der Scheibe
III.3 Chemie in protoplanetaren Scheiben 85
Die chemische Entwicklung protoplanetarer Scheiben
wurde anhand robuster chemischer Modelle eingehend
untersucht (Willacy et al. 1998, Aikawa & Herbst 1999,
Willacy & Langer 2000, Aikawa et al. 2002, Bergin et
al. 2003, van Zadelhoff et al. 2003, Ilgner et al. 2004,
Semenov et al. 2004, Willacy et al. 2006, Ilgner & Nelson
2008). Das heutige, auf einem stabilen Zustand der
Scheibenstruktur basierende theoretische Bild teilt die
Scheibe in drei Zonen ein (siehe Abb. III.3.1). Bevor sich
Planeten gebildet haben und das Scheibengas verflüchtigt
ist, wird die dichte Mittelebene gut gegen die energiereiche
stellare und interstellare Strahlung abgeschirmt.
Während der innere Teil durch Akkretion aufgeheizt werden
kann, ist die äußere Zone mit einer Temperatur von
ca. 10 bis 20 Kelvin kalt. Die einzigen Ionisationsquellen
sind Teilchen der kosmischen Strahlung und der Zerfall
kurzlebiger Radionuklide, sodass die Materie bei einem
geringen Maß an Turbulenz nahezu neutral bleibt. Die
molekulare Komplexität in der Mittelebene wird durch
Ionenmolekül­ und Oberflächenreaktionen bestimmt,
wobei die meisten Moleküle auf den Körnern sitzen.
Neben der Mittelebene befindet sich eine wärmere Zone,
die teilweise gegen die stellare und interstellare UV­ und
Röntgenstrahlung abgeschirmt ist. Der komplexe Wechsel
zwischen mit hoher Effizienz gebildeten Molekülen in
der Gasphase, Akkretion auf Stauboberflächen, schnellen
Oberflächenreaktionen und nicht zu vernachlässigender
Desorption führt zu einer reichhaltigen Chemie
(siehe Bergin et al. 2007). Der innere Teil (10 bis 20 AE)
dieser Region in den Scheiben um T­Tauri­Sterne kann
durch stellare Röntgenstrahlung erheblich ionisiert werden.
Die molekulare Zwischenschicht weist eine ausreichende
Dichte aus (ca. 10 5 bis 10 6 cm –3 ), um die
meisten der beobachteten Emissionslinien an zu regen.
Darüber befindet sich eine heiße und erheblich bestrahlte
Oberflächenschicht, in der C , leichte Koh len was ser­
2
2.13
2
1
0