Observing planet formation. constraints on the spatial distribution and the growth of solids in protoplanetary disks

Observing planet formation. constraints on the spatial distribution and the growth of solids in protoplanetary disks

Planets are thought to form in the circumstellar disks orbiting young stars in formation. According to the core-accretion model, a candidate scenario for Earth-like planets, the interstellar sub-$\mu$m-sized dust particles grow thanks to collisions to mm/cm size and then form km-sized planetesimals via dynamical encounters. Eventually, the rocky planetary cores accrete gas and, depending on the total gas mass attained, a terrestrial planet or a gas giant forms. Modern sub-mm/mm/radio interferometers such as ALMA and VLA detect the thermal emission of dust grains and provide us with an unprecedented sharp view of protoplanetary disks at the spatial scales where planet formation occurs. In recent years, evidence of grain growth in disks has been obtained by extensive sub-mm/mm photometric studies, but so far they only provided disk-averaged estimates of the dust properties. Moreover, the derivation of dust properties from the observed spectral index was done under reasonable - but simplifying - assumptions rather than with a proper modeling of the disk emission. The thesis presents an analysis method that enables - for the first time - the disk structure and the dust properties to be constrained simultaneously by fitting multi-wavelength observations with a self-consistent physical model. The thesis presents also an accelerated version of the computer code that uses modern graphics cards and provides the computational breakthrough needed to exploit the new wealth of information now available. Applying the multi-wavelength analysis to observations of three disks in the Taurus and Ophiuchus star-forming regions, a key result is a radial gradient in the grain-size distribution, with large grains of up to $1\,\mathrm{cm}$ size confined to the inner disk and smaller grains of size $\ll 1\,\mathrm{mm}$ populating the whole disk. Similar results hold for another disk, HD~163296, where in addition the grain size radial profile supports the scenario of enhanced grain growth at the snowline location of the second most abundant volatile in disks, CO. The tool developed in the thesis is also designed to accelerate the analysis of high-resolution observations for demographic studies. By applying the analysis tool to an ALMA disk survey in the Lupus star-forming region, the physical structure of more than 20 disks is obtained, in particular the disks's size and dust mass among other physical parameters. To date, this is the largest sample of disks of the same star-forming region fitted homogeneously with a self-consistent model. Remarkably, the sample is complete in the mass range of 0.7$M_\odot$ to one $M_\odot$. The results are compatible with previous studies based on simpler analyses but also highlight a consistent difference in the disks's luminosity-size correlation between the older ($\sim3\,\mathrm{Myr}$) Lupus and the younger ($\sim1-2\,\mathrm{Myr}$ old) Taurus-Auriga region. The application of the analysis developed in this thesis to multi-wavelength observations of large samples of disks with ALMA will allow us to spatially resolve the early growth of solids in numerous protoplanetary disks, and therefore to provide measurements that will be crucial to inform, test, and refine theoretical models of planet formation., Die Entstehung von Planeten und Sternen ist eng miteinander verknüpft. Der Stern bildet sich im Zentrum einer rotierenden Materiescheibe. Die Planeten entstehen wiederum in der zirkumstellaren Scheibe. Das Kern-Akkretions-Modell beschreibt die allmähliche Entstehung von Planeten in folgender Weise: Interstellare Staubteilchen mit Größen im Submillimeterbereich wachsen durch Kollisionen auf eine Größe von Millimetern bzw. Zentimetern heran. Sie stoßen wieder zusammen und bilden im weiteren kilometergroße Planetesimale. Schließlich akkretieren die felsartigen Planetenkerne Gas und bilden dann, je nach akkretierter Gasmasse, einen erdähnlichen Planeten oder einen Gasriesen. Moderne Interferometer mit Wellenlängen von Submillimeter über Millimeter bis in den Radiobereich wie das Atacama Large Millimetre Array (ALMA) oder das Very Large Array (VLA) detektieren die thermische Emission von Staubkörnern und erlauben eine nie dagewesene Auflösung von protoplanetaren Scheiben bis auf Längenskalen, auf denen sich die Planetenbildung ereignet. In den letzten Jahren haben ausführliche photometrische Studien im Submilli\-meter- und Millimeter-Wellenlängenbereich Hinweise auf Kornwachstum in Scheiben geliefert, allerdings nur gemittelt über die gesamte Scheibe. Zudem wurde die Ableitung der Staubeigenschaften vom beobachteten spektralen Index unter plausiblen, aber stark vereinfachenden, Annahmen durchgeführt. In Rahmen dieser Dissertation wurde eine Analysemethode entwickelt, die es zum ersten Mal erlaubt, gleichzeitig die Struktur der Scheibe und die Eigenschaften des Staubs durch eine Anpassung eines selbstkonsistenten, physikalischen Modells an die Beobachtungen in mehreren Wellenlängenbereichen zu ermitteln. Außerdem wird eine neue Version eines Computercodes präsentiert, die durch die Verwendung moderner Grafikkarten viel schneller ist. Das stellt einen Durchbruch in der Rechenleistung dar, der erforderlich ist, um die riesigen, aktuell verfügbaren Datenmengen zu bewältigen. In der Anwendung der Multiwellenlängen-Analyse auf Beobachtungen dreier Scheiben in Sternentstehungsregionen der Sternbilder Stier (Taurus) und Schlangenträger (Ophiuchus) zeigt sich ein radialer Gradient in der Verteilung der Korngröße. Dabei sind große Körner von bis zu einem Zentimeter Größe auf die innere Scheibe beschränkt. Dagegen sind Körner, die viel kleiner sind als ein Millimeter, in der gesamten Scheibe zu finden. Ähnliche Ergebnisse betreffen eine andere analysierte Scheibe in HD 163296. Dort gilt zusätzlich, dass das Radialprofil der Korngröße ein Szenario unterstützt, in dem verstärktes Kornwachstum genau dort auftritt, wo der zweithäufigste, flüchtige Stoff in Scheiben, nämlich Kohlenmonoxid (CO), gefriert. Das Computerprogramm, das im Rahmen der Dissertation entwickelt wurde, dient auch zur Beschleunigung der zwölf Analysen von hochaufgelösten Beobachtungen in Studien ganzer Populationen von Sternen mit protoplanetaren Scheiben. Konkret wurde das Programm auf mit ALMA beobachtete Scheiben in einer Sternentstehungsregion im Sternbild Wolf (Lupus) angewendet. Daraus wurde die physikalische Struktur von mehr als zwanzig Scheiben abgeleitet. Neben anderen physikalischen Parametern wurden ihre Größen und Staubmassen bestimmt. Bis jetzt ist dies die größte Anzahl von Scheiben aus der gleichen Sternentstehungsregion, die je einheitlich mit einem selbstkonsistenten Modell betrachtet wurde. Es ist bemerkenswert, dass dieser Satz an Scheiben im Massenbereich von 0,7 bis 1 Sonnenmassen und im Strahlungsfluss --- integriert über den Submillimeterbereich --- vollständig ist. Die Ergebnisse sind im Einklang mit vorherigen Arbeiten, die auf einfacheren Analysen beruhten. Allerdings zeigen sie auch einen klaren Unterschied in der Korrelation zwischen der Leuchtkraft und der Größe der Scheiben aus der älteren, ca. drei Millionen Jahre alten Region im Sternbild Wolf und der jüngeren, ca. 1-2 Millionen Jahre alten Population aus dem Grenzgebiet zwischen Stier und Fuhrmann (Auriga). Die Anwendung der Analyse dieser Dissertation auf Multiwellenlängen\--Be\-ob\-achtungen einer großen Zahl von Scheiben, die mit ALMA beobachtet wurden, wird es erlauben, das Wachstum fester Körper im frühen Stadium vieler protoplanetarer Scheiben räumlich aufzulösen. Diese Messungen werden von zentraler Bedeutung sein, um theoretische Modelle der Planetenentstehung aufzustellen, zu testen und sie weiter zu verbessern.

protoplanetary disks; planet formation; grain growth; star formation; accretion disks; GPU; Bayesian analysis; Markov Chain Monte Carlo

20. Dec. 2016

2016

Englisch

https://nbn-resolving.org/urn:nbn:de:bvb:19-202415