Protoplanetare Scheiben und Astrochemie
Protoplanetare Scheiben entstehen auf natürliche Weise, wenn sich Molekülwolken durch ihre Eigengravitation zusammenziehen, um neue Sterne zu bilden. In den Scheiben rotieren dann die übrig gebliebenen Gas- und Staubmassen auf Kreisbahnen um den neuen Stern und bilden so die Grundlage für die Entstehung von Planeten.
Die Forschungsgruppe "Protoplanetare Scheiben und Astrochemie" entwickelt theoretische Modelle, die die chemischen und Heiz-/Kühlprozesse in diesen Scheiben studiert und deren Auswirkungen auf Beobachtungen simuliert. Diese Prozesse sind eng mit dem Kontinuums- und Linienstrahlungstransport in den Scheiben gekoppelt. Neben den üblichen chemischen Zwei- und Dreikörperprozessen werden auch die Eisbildung, Oberflächenchemie, sowie Strahlungsprozesse (FUV, EUV, Röntgen und kosmische Strahlung) simuliert. Die Ergebnisse hängen daher nicht nur von der Scheibenmasse, -form und Staubverteilung ab, sondern auch von der Einstrahlung des zentralen Sterns und der interstellaren Umgebung.
Mit Hilfe der berechneten chemischen Struktur der Scheibe sowie deren Gas- und Staubtemperaturstruktur können dann viele Beobachtungen simuliert werden, z.B. die spektrale Energieverteilung (SED), spektrale Linienflüsse, Linienprofile, Channel Maps, Visibilitäten sowie Infrarot-Linienspektren mit geringer oder hoher spektraler Auflösung (siehe untere Abbildung).
Dadurch können die Modelle mit diversen Beobachtungen verglichen werden, was u.a. Rückschlüsse auf die physikalischen Eigenschaften der protoplanetaren Scheiben zulässt. Realisiert wurde dies bereits mit Daten der Teleskope Spitzer/IRS (SED, mid-IR Linienflüsse), VLT/CRIRES (CO ro-vib), VLT/PIONEER (H-band Visibilitäten), Herschel (far-IR Kontinuum & Linien), ALMA (Millimeter Kontinuum & Linien) sowie von diversen Radioteleskopen verglichen (Studienergebnisse). Ziel der Arbeit ist es, die verschiedenen Arten von Beobachtungen bei verschiedenen Wellenlängen, gewonnen mit verschiedenen Instrumenten, zu kombinieren und Scheibenmodelle zu finden, die all diese Beobachtungen gleichzeitig beschreiben; vom heißen inneren Scheibenrand (~1500 K) bis hin zu den äußersten kühlen Regionen (~10 K), von den hoch-ionisierten dünnen Regionen über der Scheibe bis in die dichten neutralen Regionen der Mittelebene.
Des weiteren wird an Modellen gearbeitet, die aus den chemischen und physikalischen Eigenschaften der Scheibe Rückschlüsse auf die Eigenschaften der sich bildenden Planeten und ihrer Atmosphären erlauben.
Im FP7-Projekt DIANA wurden die heute verwendeten Modelle etabliert, eine Vielzahl unterschiedlicher Beochachtungen für etwa 30 Objekte gesammelt und analysiert, um diese dann jeweils an ein einziges Scheibenmodell anzupassen. Einige Ergebnisse des DIANA-Projektes können hier eingesehen werden.
Im Marie-Curie-Projekt CHAMELEON wird mit Exoplaneten-Experten aus sechs europäischen Universitäten zusammengearbeitet, um gemeinsame Methoden zur Modellierung und Interpretation von Beobachtungen zu entwickeln und eine Brücke zur Chemie der Planetenbildung zu schlagen.
