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Gone with the wind: dust entrainment in photoevaporative winds
Gone with the wind: dust entrainment in photoevaporative winds
Planetary systems such as the solar system form from protoplanetary disks. These circumstellar disks contain large masses of gas and dust; especially the latter supplies material for the growth of planetesimals and ultimately planets. However, the timeframe for planet formation is limited by the dispersal of the disk. Photoevaporative winds driven by X-ray and extreme ultraviolet (together: XEUV) radiation from the host star may be the main driver behind this dispersal; yet this remains difficult to observationally prove via emission line spectroscopy. This work aims to quantify the entrainment of small µm-sized dust grains by the gas in XEUV-driven winds, in order to provide an alternative observational tracer. The determination of dust densities allows for imaging predictions to be benchmarked by actual data, as well as the computation of opacity maps needed to refine astrochemical models. To this end, dust trajectories were simulated in the wind regions of steady-state gas models of XEUV-irradiated primordial and transitional disks. They were subsequently converted into dust population maps, and combined with two different density prescriptions for the region from the disk midplane up to the disk-wind interface – one assuming the dust to be fully coupled to the gas, and one imposing vertical settling on the dust – in order to retrieve the dust densities in the wind. With those, radiative-transfer images of the dusty outflow were computed, and synthesised into observational responses in scattered and polarised light. For a T-Tauri star with a relatively high X-ray luminosity, grains of up to about ten µm are picked up by the wind. Because larger grains remain in the disk and moreover, the smallest grain sizes contribute the most to the overall dust outflow, dust mass-loss rates are significantly lower than what would be expected from the corresponding gas mass-loss rates in combination with standard dust-to-gas ratios. All models exhibit a cone- or chimney-shaped outflow pattern especially at higher inclinations; it is more prominent for the transitional disks. The scattered-light features of the dusty wind are rather dim relative to the disk; but they may be picked up via coronagraphic imaging using state-of-the art instruments like JWST. In polarised light, the dusty wind is slightly brighter; it may be observable with modern instruments such as VLT SPHERE under optimal conditions, or noticeable from the analysis of spectral indices. In conclusion, dusty outflows driven by XEUV winds should be detectable especially for transition disks; the synthetic images produced in this work may be employed as benchmarks for according observational campaigns, and as a basis for refined models of dusty disk winds., Planetensysteme wie das Sonnensystem entstehen aus protoplanetaren Scheiben. Diese zirkumstellaren Scheiben enthalten große Mengen an Gas und Staub; insbesondere letzterer stellt das Material für das Wachstum von Planetesimalen und schließlich Planeten zur Verfügung. Der zeitliche Rahmen für die Planetenentstehung ist allerdings durch die Auflösung der Scheibe begrenzt. Photoevaporative Winde, angetrieben von vom Stern emittierter Röntgen- und extrem ultravioletter (zusammen: XEUV-) Strahlung, sind eventuell die hauptsächlichen Antriebskräfte hinter dieser Auflösung; ein eindeutiger Nachweis solcher Winde mittels Emissionslinienspektroskopie ist jedoch weiterhin schwierig. Das Ziel dieser Arbeit ist eine quantitative Abschätzung der Mitnahme µm-großer Staubteilchen im von XEUV-Winden angetriebenen Gasausfluss, um so eine alternative Nachweismethode zu schaffen. Mit den ermittelten Staubdichten können Vorhersagen für bildgebende Beobachtungen – zum Abgleich mit tatsächlichen Daten – sowie für astrochemische Modelle notwendige Opazitätsverteilungen erstellt werden. Hierfür wurde die Bewegung von Staubteilchen in der Windregion von im Fließgleichgewicht befindlichen, XEUV-bestrahlten Gasmodellen von Primordial- und Übergangsscheiben simuliert. Zur Berechnung der Staubdichten wurden die daraus abgeleiteten Staubverteilungen mit zwei verschiedenen Modellen für die Staubdichte zwischen Mittelebene und Oberfläche der Scheiben kombiniert – im ersten wurde eine vollständige Kopplung der Gas- und Staubdichten angenommen, im zweiten eine vertikale Sedimentierung des Staubs. Mit den ermittelten Dichten für den Staubausfluss wurden per Strahlungstransportsberechnungen Bilder erstellt und hieraus Beobachtungen in Streu- und polarisiertem Licht synthetisiert. Im von einem T-Tauri-Stern mit relativ hoher Röntgen-Intensität angetriebenen Wind werden Staubkörner von bis zu zirka zehn µm weggetragen. Da größere Teilchen in der Scheibe verbleiben und außerdem die kleinsten Partikelarten am meisten zum Staubausfluss beitragen, ergeben sich Masseverlustraten, die deutlich kleiner sind, als was von den zugehörigen Gas-Ausflussraten in Verbindung mit einem normalen Staub-zu-Gas-Masseverhältnis zu erwarten wäre. Besonders bei größeren Neigungswinkeln weisen die Modelle alle eine trichter- bzw. kaminförmige Ausflusssignatur auf; für die Übergangsscheiben ist diese ausgeprägter. In Streulich ist sie im Vergleich zur Scheibe nicht sehr hell; aber mit modernsten Geräten wie zum Beispiel JWST könnte sie mittels koronographischer Aufnahmen entdeckt werden. In polarisiertem Licht ist der Staub im Wind besser zu erkennen; er dürfte mit modernen Teleskopen wie VLT SPHERE unter optimalen Bedingungen oder mittels einer Analyse der Spektralindizes nachweisbar sein. Zusammenfassend sollte der Staubeinschluss von von XEUV-Strahlung angetriebenen Winden besonders bei Übergangsscheiben beobachtbar sein. Die in dieser Arbeit erstellten künstlichen Aufnahmen können zum Vergleich mit entsprechenden Beobachungsreihen und zur Weiterentwicklung von Windmodellen verwendet werden.
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Franz, Raphael
2022
English
Universitätsbibliothek der Ludwig-Maximilians-Universität München
Franz, Raphael (2022): Gone with the wind: dust entrainment in photoevaporative winds = Vom Winde verweht: Staubmitnahme in photoevaporativen Winden. Dissertation, LMU München: Faculty of Physics
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Abstract

Planetary systems such as the solar system form from protoplanetary disks. These circumstellar disks contain large masses of gas and dust; especially the latter supplies material for the growth of planetesimals and ultimately planets. However, the timeframe for planet formation is limited by the dispersal of the disk. Photoevaporative winds driven by X-ray and extreme ultraviolet (together: XEUV) radiation from the host star may be the main driver behind this dispersal; yet this remains difficult to observationally prove via emission line spectroscopy. This work aims to quantify the entrainment of small µm-sized dust grains by the gas in XEUV-driven winds, in order to provide an alternative observational tracer. The determination of dust densities allows for imaging predictions to be benchmarked by actual data, as well as the computation of opacity maps needed to refine astrochemical models. To this end, dust trajectories were simulated in the wind regions of steady-state gas models of XEUV-irradiated primordial and transitional disks. They were subsequently converted into dust population maps, and combined with two different density prescriptions for the region from the disk midplane up to the disk-wind interface – one assuming the dust to be fully coupled to the gas, and one imposing vertical settling on the dust – in order to retrieve the dust densities in the wind. With those, radiative-transfer images of the dusty outflow were computed, and synthesised into observational responses in scattered and polarised light. For a T-Tauri star with a relatively high X-ray luminosity, grains of up to about ten µm are picked up by the wind. Because larger grains remain in the disk and moreover, the smallest grain sizes contribute the most to the overall dust outflow, dust mass-loss rates are significantly lower than what would be expected from the corresponding gas mass-loss rates in combination with standard dust-to-gas ratios. All models exhibit a cone- or chimney-shaped outflow pattern especially at higher inclinations; it is more prominent for the transitional disks. The scattered-light features of the dusty wind are rather dim relative to the disk; but they may be picked up via coronagraphic imaging using state-of-the art instruments like JWST. In polarised light, the dusty wind is slightly brighter; it may be observable with modern instruments such as VLT SPHERE under optimal conditions, or noticeable from the analysis of spectral indices. In conclusion, dusty outflows driven by XEUV winds should be detectable especially for transition disks; the synthetic images produced in this work may be employed as benchmarks for according observational campaigns, and as a basis for refined models of dusty disk winds.

Abstract

Planetensysteme wie das Sonnensystem entstehen aus protoplanetaren Scheiben. Diese zirkumstellaren Scheiben enthalten große Mengen an Gas und Staub; insbesondere letzterer stellt das Material für das Wachstum von Planetesimalen und schließlich Planeten zur Verfügung. Der zeitliche Rahmen für die Planetenentstehung ist allerdings durch die Auflösung der Scheibe begrenzt. Photoevaporative Winde, angetrieben von vom Stern emittierter Röntgen- und extrem ultravioletter (zusammen: XEUV-) Strahlung, sind eventuell die hauptsächlichen Antriebskräfte hinter dieser Auflösung; ein eindeutiger Nachweis solcher Winde mittels Emissionslinienspektroskopie ist jedoch weiterhin schwierig. Das Ziel dieser Arbeit ist eine quantitative Abschätzung der Mitnahme µm-großer Staubteilchen im von XEUV-Winden angetriebenen Gasausfluss, um so eine alternative Nachweismethode zu schaffen. Mit den ermittelten Staubdichten können Vorhersagen für bildgebende Beobachtungen – zum Abgleich mit tatsächlichen Daten – sowie für astrochemische Modelle notwendige Opazitätsverteilungen erstellt werden. Hierfür wurde die Bewegung von Staubteilchen in der Windregion von im Fließgleichgewicht befindlichen, XEUV-bestrahlten Gasmodellen von Primordial- und Übergangsscheiben simuliert. Zur Berechnung der Staubdichten wurden die daraus abgeleiteten Staubverteilungen mit zwei verschiedenen Modellen für die Staubdichte zwischen Mittelebene und Oberfläche der Scheiben kombiniert – im ersten wurde eine vollständige Kopplung der Gas- und Staubdichten angenommen, im zweiten eine vertikale Sedimentierung des Staubs. Mit den ermittelten Dichten für den Staubausfluss wurden per Strahlungstransportsberechnungen Bilder erstellt und hieraus Beobachtungen in Streu- und polarisiertem Licht synthetisiert. Im von einem T-Tauri-Stern mit relativ hoher Röntgen-Intensität angetriebenen Wind werden Staubkörner von bis zu zirka zehn µm weggetragen. Da größere Teilchen in der Scheibe verbleiben und außerdem die kleinsten Partikelarten am meisten zum Staubausfluss beitragen, ergeben sich Masseverlustraten, die deutlich kleiner sind, als was von den zugehörigen Gas-Ausflussraten in Verbindung mit einem normalen Staub-zu-Gas-Masseverhältnis zu erwarten wäre. Besonders bei größeren Neigungswinkeln weisen die Modelle alle eine trichter- bzw. kaminförmige Ausflusssignatur auf; für die Übergangsscheiben ist diese ausgeprägter. In Streulich ist sie im Vergleich zur Scheibe nicht sehr hell; aber mit modernsten Geräten wie zum Beispiel JWST könnte sie mittels koronographischer Aufnahmen entdeckt werden. In polarisiertem Licht ist der Staub im Wind besser zu erkennen; er dürfte mit modernen Teleskopen wie VLT SPHERE unter optimalen Bedingungen oder mittels einer Analyse der Spektralindizes nachweisbar sein. Zusammenfassend sollte der Staubeinschluss von von XEUV-Strahlung angetriebenen Winden besonders bei Übergangsscheiben beobachtbar sein. Die in dieser Arbeit erstellten künstlichen Aufnahmen können zum Vergleich mit entsprechenden Beobachungsreihen und zur Weiterentwicklung von Windmodellen verwendet werden.