Wie drei Eisenringe die Planetenentstehung neu definieren könnten

Eine dreiringige Struktur in der Planetenbildungszone einer zirkumstellaren Scheibe, in der Metalle und Mineralien als Reservoir für Planetenbausteine ​​dienen.

Ein Forscherteam, darunter auch Astronomen des Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA), entdeckte eine Dreiringstruktur in der Kinderstube der Planeten in der inneren Planetenbildungsscheibe eines jungen Sterns. Diese Konfiguration legt zwei nahe JupiterIn den Lücken zwischen den Ringen bilden sich massereiche Planeten. Die detaillierte Analyse stimmt mit reichlich festen Eisenkörnern überein, die die Staubzusammensetzung ergänzen. Infolgedessen beherbergt die Scheibe wahrscheinlich Metalle und Mineralien, die denen auf den terrestrischen Planeten des Sonnensystems ähneln. Es bietet einen Einblick in die Bedingungen, die dem frühen Sonnensystem vor über vier Milliarden Jahren während der Entstehung von Gesteinsplaneten wie Merkur ähneln. Venusund Erde.

Drei Eisenringe in einer planetenbildenden Scheibe

Der Ursprung der Erde und des Sonnensystems inspiriert Wissenschaftler und Öffentlichkeit gleichermaßen. Durch die Untersuchung des gegenwärtigen Zustands unseres Heimatplaneten und anderer Objekte im Sonnensystem haben Forscher ein detailliertes Bild der Bedingungen entwickelt, als sie sich vor etwa 4,5 Milliarden Jahren aus einer Scheibe aus Staub und Gas um die junge Sonne entwickelten.

Drei Ringe deuten auf zwei Planeten hin

Mit den atemberaubenden Fortschritten in der Sternen- und Planetenentstehungsforschung, die auf weit entfernte Himmelsobjekte abzielt, können wir nun die Bedingungen in der Umgebung junger Sterne untersuchen und sie mit denen vergleichen, die für das frühe Sonnensystem abgeleitet wurden. Mit Hilfe der Europäischen Südsternwarte (ESO) Sehr großes Teleskop Interferometer (VLTI), ein internationales Forscherteam unter der Leitung von József Varga vom Konkoly-Observatorium in Budapest, Ungarn, hat genau das getan. Sie beobachteten die planetenbildende Scheibe des jungen Sterns HD 144432, etwa 500 Lichtjahre entfernt.

Luftaufnahme des Very Large Telescope (VLT) der ESO auf dem Gipfel des Cerro Paranal in der Atacama-Wüste in Chile. Das VLT-Interferometer (VLTI) kombiniert das Licht von vier Teleskopen und ermöglicht so die Abbildung entfernter Himmelsobjekte mit hoher Winkelauflösung. Bildnachweis: G.Hüdepohl (atacamaphoto.com)/ESO

„Als wir die Staubverteilung im innersten Bereich der Scheibe untersuchten, entdeckten wir zum ersten Mal eine komplexe Struktur, in der sich in einer solchen Umgebung Staub in drei konzentrischen Ringen anhäuft“, sagt Roy van Boekel. Er ist Wissenschaftler am Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg und Mitautor des zugrunde liegenden Forschungsartikels, der in der Zeitschrift veröffentlicht wurde Astronomie und Astrophysik. „Diese Region entspricht der Zone, in der sich die Gesteinsplaneten im Sonnensystem gebildet haben“, fügt van Boekel hinzu. Im Vergleich zum Sonnensystem liegt der erste Ring um HD 144432 innerhalb der Umlaufbahn von Merkur und der zweite nahe daran MarsDie Flugbahn. Darüber hinaus entspricht der dritte Ring in etwa der Umlaufbahn des Jupiter.

Bisher haben Astronomen solche Konfigurationen vorwiegend auf größeren Skalen gefunden, die den Bereichen jenseits von Wo entsprechen Saturn umkreist die Sonne. Ringsysteme in den Scheiben um junge Sterne deuten im Allgemeinen darauf hin, dass sich in den Lücken Planeten bilden, die auf ihrem Weg Staub und Gas ansammeln. Allerdings ist HD 144432 das erste Beispiel eines solch komplexen Ringsystems so nah an seinem Mutterstern. Es kommt in einer Zone vor, die reich an Staub ist, dem Baustein felsiger Planeten wie der Erde. Unter der Annahme, dass die Ringe auf die Anwesenheit zweier Planeten hinweisen, die sich innerhalb der Lücken bilden, schätzten die Astronomen ihre Massen auf etwa die des Jupiters.

Die Bedingungen könnten denen im frühen Sonnensystem ähneln

Die Astronomen bestimmten die Staubzusammensetzung über die Scheibe hinweg bis zu einem Abstand vom Zentralstern, der der Entfernung des Jupiter von der Sonne entspricht. Was sie fanden, ist Wissenschaftlern, die die Erde und die Gesteinsplaneten im Sonnensystem untersuchen, sehr vertraut: verschiedene Silikate (Metall-Silizium-Sauerstoff-Verbindungen) und andere Mineralien, die in der Erdkruste und im Erdmantel vorkommen, und möglicherweise metallisches Eisen, wie es in Merkur und der Erde vorkommt Kerne. Sollte sich dies bestätigen, wäre diese Studie die erste, die Eisen in einer planetenbildenden Scheibe entdeckt hätte.

Diese Abbildung ist eine Skizze der HD 144432-Scheibe, wie sie mit dem VLTI beobachtet wurde. Die Daten stimmen mit einer Struktur aus drei konzentrischen Ringen überein. Die Lücken zwischen den Ringen weisen im Allgemeinen darauf hin, dass sich große Planeten bilden, indem sie Staub und Gas entlang ihrer Umlaufbahn um den Mutterstern ansammeln. Die Silikatmineralien liegen vorwiegend als Kristalle in der inneren heißen Zone vor. Die VLTI-Beobachtungen können die kalte äußere Scheibe nicht einschränken. Bildnachweis: © J. Varga et al. / MPIA

„Astronomen haben die Beobachtungen von Staubscheiben bisher mit einer Mischung aus Kohlenstoff und Silikatstaub erklärt, Materialien, die wir fast überall im Universum sehen“, erklärt van Boekel. Aus chemischer Sicht ist jedoch ein Eisen-Silikat-Gemisch für die heißen, inneren Scheibenregionen plausibler. Und tatsächlich liefert das chemische Modell, das Varga, der Hauptautor des zugrunde liegenden Forschungsartikels, auf die Daten anwendete, bei der Einführung von Eisen anstelle von Kohlenstoff besser passende Ergebnisse.

Darüber hinaus kann der in der Scheibe HD 144432 beobachtete Staub bis zu 1800 Kelvin (ca. 1500 Grad) heiß sein Celsius) am Innenrand und bis zu moderaten 300 Kelvin (ca. 25 Grad Celsius) weiter außen. Mineralien und Eisen schmelzen und kondensieren, oft als Kristalle, in den heißen Regionen in der Nähe des Sterns. Kohlenstoffkörner wiederum würden die Hitze nicht überleben und stattdessen als Kohlenmonoxid- oder Kohlendioxidgas vorliegen. Allerdings könnte Kohlenstoff immer noch ein wesentlicher Bestandteil der Feststoffpartikel in der kalten äußeren Scheibe sein, was die für diese Studie durchgeführten Beobachtungen nicht nachweisen können.

Auch eisenreicher und kohlenstoffarmer Staub würden gut zu den Bedingungen im Sonnensystem passen. Merkur und Erde sind eisenreiche Planeten, während die Erde relativ wenig Kohlenstoff enthält. „Wir glauben, dass die Scheibe HD 144432 dem frühen Sonnensystem sehr ähnlich sein könnte, das den Gesteinsplaneten, die wir heute kennen, viel Eisen lieferte“, sagt van Boekel. „Unsere Studie könnte ein weiteres Beispiel dafür sein, dass die Zusammensetzung unseres Sonnensystems recht typisch sein könnte.“

Interferometrie löst kleinste Details auf

Der Abruf der Ergebnisse war nur mit außergewöhnlich hochauflösenden Beobachtungen möglich, wie sie das VLTI bereitstellt. Durch die Kombination der vier VLT-8,2-Meter-Teleskope am Paranal-Observatorium der ESO können sie Details auflösen, als ob Astronomen ein Teleskop mit einem Primärspiegel von 200 Metern Durchmesser verwenden würden. Varga, van Boekel und ihre Mitarbeiter erhielten Daten mit drei Instrumenten, um eine breite Wellenlängenabdeckung im Bereich von 1,6 bis 13 Mikrometern zu erreichen, was Infrarotlicht darstellt.

Das MPIA lieferte wichtige technologische Elemente für zwei Geräte: GRAVITY und das Multi AperTure Mid-Infrared SpectroScopic Experiment (MATISSE). Eines der Hauptziele von MATISSE ist die Untersuchung der felsigen Planetenbildungszonen von Scheiben um junge Sterne. „Durch die Untersuchung der inneren Regionen protoplanetarer Scheiben um Sterne wollen wir den Ursprung der verschiedenen in der Scheibe enthaltenen Mineralien erforschen – Mineralien, die später die festen Bestandteile von Planeten wie der Erde bilden werden“, sagt Thomas Henning, MPIA-Direktor und Co-PI des MATISSE-Instruments.

Allerdings ist die Erstellung von Bildern mit einem Interferometer, wie wir es von Einzelteleskopen gewohnt sind, nicht einfach und sehr zeitaufwändig. Eine effizientere Nutzung der kostbaren Beobachtungszeit zur Entschlüsselung der Objektstruktur besteht darin, die spärlichen Daten mit Modellen potenzieller Zielkonfigurationen zu vergleichen. Im Fall der Festplatte HD 144432 stellt eine Struktur mit drei Ringen die Daten am besten dar.

Wie häufig sind strukturierte, eisenreiche Scheiben, die Planeten bilden?

Neben dem Sonnensystem scheint HD 144432 ein weiteres Beispiel für die Entstehung von Planeten in einer eisenreichen Umgebung zu sein. Doch damit wollen die Astronomen nicht aufhören. „Wir haben noch ein paar vielversprechende Kandidaten, die darauf warten, dass der VLTI einen genaueren Blick darauf wirft“, betont van Boekel. Bei früheren Beobachtungen entdeckte das Team eine Reihe von Scheiben um junge Sterne, die auf Konfigurationen hinweisen, die es wert sind, noch einmal untersucht zu werden. Mithilfe der neuesten VLTI-Instrumente werden sie jedoch ihre detaillierte Struktur und Chemie enthüllen. Letztendlich können die Astronomen möglicherweise klären, ob sich Planeten häufig in eisenreichen Staubscheiben in der Nähe ihrer Muttersterne bilden.

Referenz: „Mittlere Infrarot-Beweise für eisenreichen Staub in der vielringigen inneren Scheibe von HD 144432“ von J. Varga, LBFM Waters, M. Hogerheijde, R. van Boekel, A. Matter, B. Lopez, K. Perraut, L. Chen, D. Nadella, S. Wolf, C. Dominik, Á. Kóspál, P. Ábrahám, J.-C. Augereau, P. Boley, G. Bourdarot, A. Caratti o Garatti, F. Cruz-Sáenz de Miera, WC Danchi, V. Gámez Rosas, Th. Henning, K.-H. Hofmann, M. Houllé, JW Isbell, W. Jaffe, T. Juhász, V. Kecskeméthy, J. Kobus, E. Kokoulina, L. Labadie, F. Lykou, F. Millour, A. Moór, N. Morujão, E . Pantin, D. Schertl, M. Scheuck, L. van Haastere, G. Weigelt, J. Woillez und P. Woitke, 8. Januar 2024, Astronomie und Astrophysik.
DOI: 10.1051/0004-6361/202347535

Die an dieser Studie beteiligten MPIA-Forscher sind Roy van Boekel, Marten Scheuck, Thomas Henning, Jacob W. Isbell und Ágnes Kóspál (ebenfalls HUN-REN Forschungszentrum für Astronomie und Geowissenschaften, Konkoly-Observatorium, Budapest, Ungarn). [Konkoly]; CSFK, MTA Center of Excellence, Budapest, Ungarn [CSFK]; ELTE Eötvös Loránd Universität, Budapest, Ungarn [ELTE]), Alessio Caratti o Garatti (auch INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Neapel, Italien).

Weitere Mitwirkende sind: J. Varga (Konkoly; CSFK; Leiden Observatory, Niederlande [Leiden]), LBFM Waters (Radboud-Universität, Nijmegen, Niederlande; SRON, Leiden, Niederlande), M. Hogerheijde (Leiden; Universität Amsterdam, Niederlande [UVA]), A. Matter (Observatoire de la Côte d’Azur/CNRS, Nizza, Frankreich [OCA]), B. Lopez (OCA), K. Perraut (Univ. Grenoble Alpes/CNRS/IPAG, Frankreich [IPAG]), L. Chen (Konkoly; CSFK), D. Nadella (Leiden), S. Wolf (Universität Kiel, Deutschland [UK]), C. Dominik (UVA), P. Abraham (Konkoly; CSFK; ELTE), J.-C. Augereau (IPAG), P. Boley (OCA), G. Bourdarot (Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching, Deutschland), F. Cruz-Saénz de Miera (Konkoly; CSFK; Université de Toulouse, Frankreich), WC Danchi (NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, USA), V. Gámez Rosas (Leiden), K.-H. Hofmann (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Deutschland [MPIfR]), M. Houllé (OCA), W. Jaffe (Leiden), T. Juhász (Konkoly; CSFK; ELTE), V. Kecskeméthy (ELTE), J. Kobus (UK), E. Kokoulina (Universität Lüttich, Belgien). ; OCA), L. Labadie (Universität zu Köln, Deutschland), F. Lykou (Konkoly; CSFK), F. Millour (OCA), A. Moór (Konkoly; CSFK), N. Morujão (Universidade de Lisboa und Universidade do Porto, Portugal), E. Pantin (AIM, CEA/CNRS, Gif-sur-Yvette, Frankreich), D. Schertl (MPIfR), L. van Haastere (Leiden), G. Weigelt (MPIfR), J. Woillez ( Europäische Südsternwarte, Garching, Deutschland), P. Woitke (Weltraumforschungsinstitut, Österreichische Akademie der Wissenschaften, Graz, Österreich), MATISSE und GRAVITY Collaborations