Experimental mid-infrared spectroscopic extinction measurements of agglomerate dust grains in aerosol [Elektronische Ressource] / von Akemi Tamanai

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• Publié le: 01 janvier 2008
• Nombre de lectures: 82
• Langue: Deutsch
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Extrait

..
FRIEDRICH-SCHLLER-UNIVERSITAT JENA
.. Physikalisch-Astronomische Fakultat
Experimental Mid-Infrared Spectroscopic Extinction
Measurements of Agglomerate Dust Grains in Aerosol
Dissertation
zur Erlangung des akademischen Grades
doctor rerum naturalium (Dr. rer. nat.)
..vorgelegt dem Rat der Physikalischen-Astronomischen Fakultat
.. der Friedrich-Schiller-Universitat Jena
von a ter of cience kemi Tamanai
geboren am 26 01 1968 in itachi apan
M s S A
. . H , JGutachter
1. Prof. Dr. Ralph Neuhauser
2. Prof. Dr. Jurgen Blum
3. Prof. Dr. Chiyoe Koike
Tag der letzten Rigorosumspruefung: 20. April 2007
Tag der oeffentlichen Verteidigung: 08. Mai 2007Zusammenfassung
Staub spielt eine wichtige Rolle nicht nur bei der Temperaturbilanz astrophysikalischer Sys-
teme wie protoplanetare Akkretionsscheiben, Molekulw¨ olken, dem interstellaren Medium und
den Atmosph¨aren von Sternen und Planeten, sondern auch bei astrophysikalischen Prozessen
wie der Bildung von und Planeten. Unterschiede in Gr¨oße, Zusammensetzung und
Kristallstruktur der Staubteilchen lassen Ruc¨ kschlus¨ se ziehen auf dynamische Prozesse (z.B.
in Akkretionsscheiben) und spielen eine Schluss¨ elrolle fur¨ das Verst¨andnis insbesondere der
Fruhphasen¨ derBildung(erd¨ahnlicher)PlaneteninderUmgebungjungerSterne. Diewichtig-
ste Methode, um Staubpopulationen in verschiedenen Objekten (heutzutage sogar in ver-
schiedenen Bereichen ein und desselben Objektes) zu untersuchen, ist Infrarotspektroskopie.
Eine zentrale Rolle spielt dabei die 10 μm Si-O Streckschwingungs-Bande des Silikatstaubs,
weil Silikat die Hauptkomponente des Staubes im Weltraum ist. Diese Bande kann vom Erd-
bodenausbeobachtetwerden. StaubteilcheniminterstellarenMediumbestehenhaupts¨achlich
aus amorphem Silikatstaub, w¨ahrend das Vorkommen von kristallinen Silikaten aus Beoach-
tungen im mittleren Infrarot bei zirkumstellaren Scheiben um junge Herbig Ae/Be Sterne
(z.B. Malfait et al 1998; Meeus et al 2001), bei entwickelten Sternen (Molster et al. 2002), bei
TTauri Sternen (TTSs; Meeus et al. 2003, Honda et al. 2003) und bei den Wega-a¨hnlichen
Sternen HD 145263 und β Pic (z.B. Honda et al. 2004; Okamoto et al. 2004) bekannt ist.
Die Analyse der infraroten Emissionsbanden - insbesondere des Bandenprofils bei 10 μm - er-
laubt, Ruc¨ kschlus¨ sezuziehenub¨ erStaubwachstumundKristallisation, dieindenFru¨hphasen
jungerzirkumstellarerScheibenbeiderEntwicklungzuPlanetensystemenauftreten. Dennoch
ist die Analyse beobachteter Infrarotspektren sehr komplex, da nicht nur die mineralogischen
Eigenschaften wie Kristallstruktur und chemische Zusammensetzung die Form und Intensit¨at
des einzelnen spektralen Merkmals bestimmen, sondern auch Gr¨oße, Form und die Agglomer-
ation der Teilchen einen Einfluss ausub¨ en. Daher sind umfangreiche Laboranalysen derartiger
Einfluss¨ e notwendig, um die Spektren interpretieren zu k¨onnen. Staub mit hoher Konden-
sationstemperatur kann als Kondensationskeim fur¨ Partikel mit niedrigerer Kondensation-
stemperatur - wie Silikate - w¨ahrend der weiteren Abkuhlung¨ aufgrund von Ausdehnung di-
enen. Daher mussen¨ Staubteilchen in sauerstoffreichen AGB-Sternen, die die Hauptquelle von
kosmischemStaubsind,SpeziesmithoherKondensationstemperatureinschließen. Tats¨achlich
zeigen AGB-Sterne sehr starke Emissionslinien bei 13 und 19μm, die von Korund, Spinell und
Rutil stammen. Um das Verst¨andnis vom Vorhandensein einer ersten Spezies zu einer ganzen
KondensationssequenzvonStaubteilchenzuerweitern, istesnotwendig, auchArtenmithohernstemperatur zu beruc¨ ksichtigen. Desweiteren ist die Bildung von Silikaten nicht
vollst¨andig verstanden - obwohl sowohl kristalline als auch amorphe Silikate in vielen astro-
physikalischen Objekten entdeckt worden sind. Daher ist die Entwicklung von Spezies mit ho-
her Kondensationstemperatur wichtig zur Untersuchung der Bildung von Silikatstaubteilchen.
HeutzutagesinddieBandenprofile, diezumVergleichmitoptischenSpektrenbenutztwerden,
meist aus Modellrechnungen entnommen, wobei meist einfache Modelle - wie sph¨arische oder
ellipsoidale Formen der Staubteilchen - zugrunde gelegt werden. Derartige Rechnungen sind
ungenau,weildiewirklichenFormenderStaubteilchenirregul¨arsind. ZurZeitsindLabormes-
sungen an realen Staubteilchenzusammensetzungen nicht in der Lage, exakte Bandenprofile
fur¨ einen direkten Vergleich zu liefern, weil die Proben von einem Medium (KBr) umgeben
sind, welches Einfluss nimmt auf die elektromagnetische Polarisation (Fabian et al. 2001).Ich habe im Rahmen dieser Arbeit eine neue Methode entwickelt, mit der Extinktionsspek-
tren ohne den elektromagnetischen Einfluss umgebender Medien gemessen werden k¨onnen.
Mit Hilfe der Aerosoltechnik (Hinds 1999) habe ich Extinktionsspektren von amorphen wie
kristallinen Silikaten, Quarz und Spezies mit hoher Kondensationstemperatur im mittleren
Infrarot aufgenommen, die direkt mit beobachteten Spektren verglichen werden k¨onnen. Ich
untersuchte die Unterschiede zu den mit der KBr-Methode aufgenommen Daten, indem ich
die Lage der Maxima der Bandenprofile bestimmte und verglich. Desweiteren habe ich die
Staubk¨orner elektronenmikroskopisch untersucht, um morphologische Einfluss¨ e (Gr¨oße, Form,
Agglomeration) auf das gemessene Profil zu untersuchen.Contents
List of Tables vi
List of Figures vii
1 Introduction 1
2 An Essential Role of Astrophysical Dust Grains 4
2.1 What is the main source of dust grains in the universe? . . . . . . . . . . . . . 4
2.2 Dust grain formation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
2.3 Potential dust grain structures . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
2.3.1 Homogeneous grains . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
2.3.2 Heterogeneous grains: Dirty grains . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
2.3.3 Heterogeneous grains: Core-mantle grains . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2.3.4 Heterogeneous grains: Ionized grains . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
2.3.5 Heterogeneous grains: Coagulation of grains . . . . . . . . . . . . . . . 8
2.4 Evolution cycle of dust grains . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.5 Relation between light and matter:
Basic concepts of extinction, absorption, and scattering . . . . . . . . . . . . . 11
2.6 Absorption and emission lines in the IR region . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2.7 Theoretical approaches . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.7.1 Optical constants . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.7.2 Mie and Rayleigh-Gans theories . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
2.7.3 Continuous distribution of ellipsoids (CDE) . . . . . . . . . . . . . . . 17
2.7.4 Discrete dipole approximation (DDA) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.7.5 T-matrix . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
3 Solid State Chemistry for Astrophysical Materials 19
3.1 Amorphous materials . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
3.2 Crystalline materials . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
3.3 Physical properties of astrophysical dust grains . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
3.3.1 Silicates (olivine, silica, pyroxene) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
3.3.2 Spinel (MgAl O ) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 262 4
3.3.3 Aluminum dioxide (Al O ; α- and γ-corundum) . . . . . . . . . . . . . 282 3
3.3.4 Titanium dioxide (TiO ; rutile, anatase, brookite) . . . . . . . . . . . . 292
iiiContents
4 Experiment 31
4.1 Aerosol technology . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
4.1.1 Aerosol particles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
4.1.2 Adhesiveness . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
4.1.3 Agglomeration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
4.2 KBr pellet technique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
4.3 Experimental setup for aerosol measurements . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
4.3.1 What is the FTIR spectroscopy? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
4.3.2 Aerosol generator . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
4.3.3 Impactor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
4.3.4 Cell . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
4.3.5 Filtration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
4.4 Samples . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
4.4.1 Sedimentation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
4.4.2 Melting . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
4.4.3 Sol-gel processing . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
5 Extinction Efficiency of Agglomerate Dust Grains 54
5.1 Amorphous and Crystalline Silica (SiO ) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 542
5.1.1 Matrix effect in silica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
5.1