Thermal emission modeling of circumstellar debris disks [Elektronische Ressource] / von Sebastian Müller

Sebastian Mueller

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• Astronomie

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• Publié par: friedrich-schiller-universitat_jena
• Publié le: 01 janvier 2011
• Nombre de lectures: 32
• Langue: English
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Extrait

FRIEDRICH–SCHILLER–UNIVERSITÄT JENA
PHYSIKALISCH–ASTRONOMISCHE FAKULTÄT
ASTROPHYSIKALISCHES INSTITUT UND
UNIVERSITÄTS–STERNWARTE
Thermal Emission Modeling
of Circumstellar Debris Disks
—DISSERTATION—
zur Erlangung des Akademischen Grades
Doctor Rerum Naturalium (Dr. rer. nat.)
Vorgelegt dem Rat der Physikalisch–Astronomischen Fakultät
der Friedrich–Schiller–Universität Jena
von Dipl.-Phys. SEBASTIAN MÜLLER
geboren am 21.03.1983 in Dortmund
April 20101. Gutachter: Prof. Dr. ALEXANDER V. KRIVOV
Friedrich-Schiller-Universität Jena
2. Gutachter: Prof. Dr. SEBASTIAN WOLF
Christian-Albrechts-Universität zu Kiel
3. Gutachter: Prof. Dr. PHILIPPE THÉBAULT
Observatoire de Paris, Section de Meudon (Frankreich)
Tag der Disputation: 19. Oktober 2010From our home on Earth, we look out into the distances and strive to imagine the
sort of world into which we were born. With increasing distance our knowledge
fades until at the last dim horizon we search among ghostly errors for landmarks
scarcely more substantial. The search will continue. The urge is older than history.
It is not satisfied and it will not be suppressed.
EDWIN P. HUBBLEPAGE ii
Quelle des Titelbildes:
http://berkeley.edu/news/media/releases/2008/11/13_exoplanet.shtmlContents
Kurzfassung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . v
Abstract . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . vi
1 Introduction 1
1.1 Debris Disks in the Framework of Planet Formation . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.2 Implications from Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
1.2.1 Photometry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
1.2.2 Spectroscopy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
1.2.3 Imaging . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.2.4 Other Techniques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.3 Aim of This Study . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2 Theory 8
2.1 Basic Disk Definitions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
2.1.1 Disk Densities . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
2.1.2 Total Disk Cross Section . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
2.1.3 Optical Depth . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.2 Scattering Theory . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.2.1 Electrodynamics . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.2.2 Spherical, Homogeneous Particles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
2.2.3 Spherical, Inhomogeneous Particles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
2.2.4 Refractive Indices . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2.3 Thermal Emission of Debris Disks . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.3.1 Typical Units . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.3.2 Debris Disks in Thermal Equilibrium . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.4 Dynamics of Debris Disks . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
2.4.1 Mechanisms in Debris Disks . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
2.4.2 Collisions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.4.3 Kinetic Theory . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
2.5 Evolution of Debris Disks . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.5.1 The “Steady-State” Disk . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.5.2 Scaling Laws . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
3 Numerical Tools 23
3.1 Computation of the Collisional Evolution —ACE . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
3.2 Computation of Thermal Emission Properties . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
3.2.1 SEDUCE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
3.2.2 SUBITO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
3.2.3 Numerical Caveats . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
4 Classical Modeling 27
4.1 The Classical Modeling Approach . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
4.2 Application: HR 8799 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
4.2.1 The System . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
4.2.2 Modeling Preparations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
4.2.3 Photometric Modeling . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
4.2.4 Summary of the Results of Complementary Investigations . . . . . . . . 33
4.2.5 Interpretation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
iiiPAGE iv CONTENTS
4.3 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
4.3.1 Advantages . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
4.3.2 Caveats and Disadvantages . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
5 Modeling from the Sources 36
5.1 The New Modeling Approach . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
5.2 Application: Grid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
5.2.1 The Idea . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
5.2.2 Reference Disks . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
5.2.3 Results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
5.2.4 Modeling of Selected Debris Disks . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
5.3 Application: Vega . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
5.3.1 The Vega System . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
5.3.2 The Reference Model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
5.3.3 Variation of Model Parameters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
5.3.4 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
5.4 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
5.4.1 Advantages . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
5.4.2 Caveats and Disadvantages . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
5.4.3 Possible Model Extensions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77
6 Conclusions 83
6.1 Summary . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
6.2 Comparison of the Two Approaches . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84
6.3 Outlook . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85
References 88
Danksagung 101
Ehrenwörtliche Erklärung 101
Curriculum Vitae 102Kurzfassung
Seit etwa 25 Jahren ist die Existenz von Trümmerscheiben um Hauptreihensterne, die als
Überbleibsel der Planetenentstehungsphase betrachtet werden, bekannt. Sie bestehen aus sub-
planetaren Objekten, angefangen mit Planetesimalen von bis zu einigen 100 km Durchmesser, bis
hin zu Staub, wovon allerdings nur der Staubanteil durch seine (thermische) Emission beobacht-
bar ist. Ironischerweise ist der beobachtbare Staub die kurzlebigste Komponente in Trümmer-
scheiben, und ist nur wegen einer ständigen Produktion durch die langlebigeren Planetesimale
(z.B. durch gegenseitige Kollisionen) vorhanden. Damit enthalten Planetesimale wesentlich
mehr Informationen über die Vergangenheit des Systems als der Staub.
In dieser Arbeit wird ein neuer, kollisionsbasierter Ansatz zur Modellierung von Trüm-
merscheiben vorgestellt, verdeutlicht und mit der traditionellen Modellierungsmethode ver-
glichen. Die letztere Methode konzentriert sich allein auf den Staub, dessen räumliche und
Teilchengrößeverteilung durch Potenzgesetze angenähert werden. Zur Veranschaulichung dieses
Herangehens wurde das Planetensystem HR 8799 ausgewählt. Zwei Staubkomponenten, eine
warme innerhalb des innersten Planeten und eine kalte außerhalb des äußersten Planeten, sind
notwending, um die beobachtete thermische Emission zu erklären. Wie komplementäre Unter-
suchungen zeigen, ist dies in Übereinstimmung mit den stabilen Bereichen für Planetesimale.
Um auch die Planetesimalkomponente direkt mit einzubeziehen, wurde ein neuer Model-
lierungsansatz entwickelt, in dem die komplette Trümmerscheibe mit dem ProgrammACE unter
der Annahme einer kollisionsdominierten Entwicklung simuliert und die resultierende Staub-
verteilung zum Vergleich mit den Beobachtungsdaten verwendet wird. Da die Simulationen sehr
zeitaufwendig sind, wird in der ersten Anwendung dieses Ansatzes ein Gitter von Referenz-
scheiben um sonnenähnliche Sterne erzeugt, das auf beobachtete Systeme angewendet werden
kann, um schnell erste Ergebnisse zu bekommen. Die fünf aufgeführten Beispiele machen die
Anwendbarkeit deutlich. Desweiteren wird die Trümmerscheibe um Wega als Anwendung für
die neue Modellierungsmethode herangezogen. Eine detaillierte Untersuchung des Systems
zeigt, dass — entgegen der Meinung einiger Autoren der letzten Jahren — die Beobachtungen
sich mit einer kollisionsdominierten Scheibe im Gleichgewicht erklären lassen.