Chemodynamik von Scheiben mit nichtsolarer Metallizitaet

Sehr junge Sterne bilden sich in kollabierenden interstellaren Gaswolken, welche anfänglich massive Gasscheiben formen, von denen Gasströme auf den Stern hinunter fließen. In den Scheiben selber beginnen sich auch Planeten zu bilden. Es ist deshalb wichtig, die Dynamik und Zusammensetzung der Scheiben besser zu verstehen. Obschon Scheiben heute mit erstklassigen Teleskopen beobachtet werdenkönnen,müssen ihrelangsamenevolutionärenProzesseinkomplexen Computersimulationen berechnet werden, und solche sind das Ziel dieses Projektes. In den Simulationen wird normalerweise eine Gaszusammensetzung angenommen, die mit der der Sonne oder benachbarter Sterne übereinstimmt (vor allem Wasserstoff und Helium mit Beimengungen schwererer Elemente), aber Planetenentstehung welche von den schweren Elementen abhängt könnte bei anderer Zusammensetzung sehr verschieden ablaufen. Das gilt insbesondere auch in anderen Galaxien und galt für ältere Sternpopulationen in unserer Galaxie. Neue Großteleskope wie das JWST und das E-ELT werden bald solche nicht-solaren Scheiben beobachten. In unserem Projekt werden wir die Scheibenevolution numerisch für nichtsolare Zusammensetzungen simulieren und dabei die dynamische Bewegung des Gases und des Staubs zusammen mit chemischen Reaktionen im Gas berechnen. Wir werden zwei Wege verfolgen: Erstens werden wir detaillierte chemische Reaktionen für verschiedene Scheiben basierend auf umfangreichen Modellen rechnen, die auch die Temperaturen und die Ionisation in jedem Punkt der Scheibe bestimmen. Diese Modelle sind statisch und ändern sich zeitlich nicht, geben jedoch eine präzise Momentaufnahme der Scheibe. Zweitens werden wir hydrodynamische Simulationen mit chemischen Reaktionen anwenden, welche die Gaseigenschaften zeitlich ändern. In allen Rechnungen berücksichtigen wir auch die Sternstrahlung und ihre Ausbreitung durch die Scheibe, wodurch chemische Reaktionen induziert werden. Unsere wichtigsten Ziele sind ein besseres Verständnis dafür, wie die Gaszusammensetzung sich für verschiedene Anfangszusammensetzungen ändert, wie sich Klumpen bilden können, die für die Planetenentstehung wichtig sein können, und wie das Gas auf den Stern fließt, möglicherweise in irregulären Episoden, und für verschiedene Zusammensetzungen. Wir werden den Bezug zu künftigen Beobachtungsmöglichkeiten mit Großteleskopen betonen. Die vorgeschlagenen Verfahren sind neuartig und wurden bisher nicht ausgeführt. Erstens werden wir detaillierte chemische Rechnungen mit den dynamischen Simulationen verbinden, so dass wir die Scheibenevolution zuverlässig über Millionen von Jahren verfolgen können. Zweitens werden wir erstmals von der Sonne komplett verschiedene Scheibenzusammensetzungen behandeln. Weil die Zusammensetzung wichtig für die chemische Verarbeitung ist, werden wir auch wichtige Bereiche der Bildung organischer Moleküle als Vorstufe und Bedingung für Leben in verschiedenen Planetensystemen über kosmische Zeitskalen untersuchen.

Sterne entstehen in kollabierenden interstellaren Wolken; zu Beginn bilden sie massereiche Gasscheiben, von denen Gasströme auf den zentralen Stern fliessen. In diesen Scheiben entstehen und wachsen auch Planeten. Dieser Ablauf hängt jedoch entscheidend von der Zusammensetzung des Gases aus chemischen Elementen ab, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind und die auch als als Metalle oder auch Metallizität bezeichnet werden. Die Metallizität ist in weit entfernten Galaxien tiefer als in der Milchstrasse. Es ist deshalb wichtig, die Dynamik und die chemische Zusammensetzung von solchen metallarmen Scheiben besser zu verstehen, weil eine neue Generation von Teleskopen wie das ESO-ELT sie schon bald detailliert beobachten kann. Wir untersuchten die Entwicklungsprozesse in zirkumstellaren Scheiben mit Hilfe hochentwickelter Computersimulationsmodelle, die speziell für die Untersuchung von Umgebungen mit niedriger Metallizität entwickelt wurden. Wir fanden heraus, dass einige physikalische Effekte, die für die jungen, entstehenden Sterne in der Sonnenumgebung relevant sind, wie z. B. starke Lichtausbrüche, die als FU Orionis-Objekte bekannt sind, auch in Umgebungen mit niedriger Metallizität auftreten können, was den universellen Charakter des Sternentstehungsprozesses beweist. Die chemische Entwicklung zirkumstellarer Scheiben von niedrigen Metallizitäten unterscheidet sich jedoch von derjenigen der Äquivalente mit solarer Metallizität und kann nicht verstanden oder reproduziert werden, indem man die entsprechenden chemischen Spezieshäufigkeiten der Scheibe mit solarer Metallizität herunterskaliert. Unsere Arbeit hat auch gezeigt, dass die Gravitationsfragmentierung von Scheiben ein vielversprechender Weg zur Bildung von Riesenplaneten mit großer Umlaufbahn in Umgebungen mit niedriger Metallizität sein kann, was von grundlegender Bedeutung für die Eingrenzung der Chronologie der Entstehung des Lebens im Universum sein kann. Die Entwicklung des Sterns und seiner zirkumstellaren Scheibe ist häufig mit positiven und negativen Rückkopplungsschleifen verwoben. Wir haben herausgefunden, dass Sterne in Umgebungen mit niedriger Metallizität schneller rotieren als ihre Vettern mit solarer Metallizität, dass ihre Scheiben anders aufgeheizt werden und dass sie eine kürzere Lebensdauer haben als ihre Äquivalente mit solarer Metallizität, was uns helfen kann, die Scheibenentwicklung und -auflösung nicht nur in fernen Galaxien mit niedriger Metallizität, sondern auch in Welten mit niedriger Metallizität im Halo der Milchstraße zu verstehen.