Measuring accretion in young stars: A constraint on the physical processes in protoplanetary disks

Claes, Rik A. B. (2025): Measuring accretion in young stars: A constraint on the physical processes in protoplanetary disks. Dissertation, LMU München: Fakultät für Physik

Abstract

In den letzten drei Jahrzehnten wurde eine große Anzahl von Exoplaneten entdeckt und charakterisiert. Der Entstehungsprozess dieser Planeten ist jedoch noch immer kaum verstanden. Man geht davon aus, dass die Geburt von Planeten in den zirkumstellaren Scheiben junger Sterne stattfindet. Das Verständnis der in diesen Scheiben ablaufenden physikalischen Prozesse ist daher von entscheidender Bedeutung für unser Verständnis der Planetenentstehung. Ein Aspekt, der noch besser verstanden werden muss, ist die Entwicklung dieser Scheiben selbst. Es ist bekannt, dass sich die Scheiben auf Zeitskalen von einigen Millionen Jahren zerstreuen, aber die physikalischen Prozesse, die zur Umverteilung von Material und Drehimpuls führen und somit für ihre Zerstreuung verantwortlich sind, werden immer noch diskutiert. Ein wichtiger Anhaltspunkt für die Entwicklung der Scheibe ist die Geschwindigkeit, mit der Materie von der Scheibe auf den Zentralstern akkretiert wird, und wie diese Akkretionsrate mit der Scheibenmasse korreliert. Bei einer bestimmten Scheibenmasse wird eine große Streuung der Akkretionsrate beobachtet. Diese Streuung lässt sich mit einfachen Modellen der Scheibenentwicklung nurschwer erklären, was die Frage aufwirft, ob andere Effekte zu dieser großen beobachteten Streuung beitragen können. Die Akkretionsraten können mit verschiedenen Methoden untersucht werden. Die direkteste Methode besteht in der Messung der überschüssigen Kontinuumsemission, die durch das einfallende Material beim Aufprall auf die Sternoberfläche freigesetzt wird. Für eine genaue Messung sind Spektren mit einem breitenWellenlängenbereich erforderlich, die gleichzeitig den ultravioletten und den optischen Wellenlängenbereich abdecken. Das X-Shooter-Instrument am Very Large Telescope (VLT) ermöglicht solche gleichzeitigen Beobachtungen bei ausreichendem Signal-Rausch-Verhältnis in nahen Sternentstehungsgebieten. In dieser Dissertation stelle ich X-Shooter-Studien junger Sterne vor, die darauf abzielen, unser Verständnis der Akkretionseigenschaften klassischer T-Tauri-Sternpopulationen zu verbessern. Insbesondere habe ich die große Akkretionsvariabilität, die bei XX Cha beobachtet wurde, durch die Verwendung von zwei X-Shooter-Spektren, die im Abstand von etwa 10 Jahren aufgenommen wurden, eingegrenzt. Eine solche Variabilität ist jedoch selten und es ist unwahrscheinlich, dass sie die beobachtete Streuung der Akkretionsraten bei einer bestimmten Scheibenmasse beeinflusst. Ich habe die bereits existierende Methode zur selbstkonsistenten Ableitung der Akkretionseigenschaften klassischer T-Tauri-Sterne verbessert. Um dies zu erreichen, habe ich die verfügbare Vorlagen zur Darstellung der stellaren Emission erweitert und interpoliert. Die Verwendung einer solchen Interpolation mildert Entartungen und Beobachtungsunsicherheiten, die mit der Verwendung einzelner Vorlagen verbunden sind. Außerdem habe ich die Best-Fit-Metrik geändert, um mehr Informationen aus den Spektren zu berücksichtigen. Dank der interpolierten Vorlagen konnte ich auch eine untere Grenze für die messbare Massenakkretionsrate für jeden Spektraltyp von G8 bis M5,5 angeben. Mit dieser aktualisierten Methode analysierte ich eine Stichprobe von klassischen T-Tauri- Sternen, von denen bekannt ist, dass sie komplexe Scheibenmorphologien aufweisen, die oft als Substrukturen bezeichnet werden. Die Kombination dieser Stichprobe mit Informationen aus der Literatur ermöglichte eine erste Studie, die die Scheibenmorphologie mit den Akkretionseigenschaften in Beziehung setzt. Die hier vorgestellten Ergebnisse deuten darauf hin, dass Scheiben mit inneren Staubhohlräumen bei einer gegebenen Scheibenmasse geringere Akkretionsraten aufweisen, als die unaufgelöste Population. Scheiben mit Ringen scheinen sich dagegen nicht von der unaufgelösten Population zu unterscheiden. Dies könnte ein Hinweis darauf sein, dass Quellen, in denen solche Substrukturen beobachtet werden, sich nicht von der unaufgelösten Population unterscheiden und dass die unaufgelöste Population ähnliche Substrukturen aufweisen kann, wenn sie mit einer ausreichend hohen Auflösung beobachtet wird. Ich diskutiere auch, wie die Position einiger interessanter Quellen in den Diagrammen der Massenakkretionsrate gegen die Scheibenmasse mit der beobachteten Morphologie zusammenhängen könnte. Obwohl es Hinweise darauf gibt, dass Substrukturen teilweise zu der beobachteten Streuung der Massenakkretionsraten beitragen, muss ein großer Teil der beobachteten Streuung noch erklärt werden. Die hier vorgestellte Methodik kann weiter verbessert werden, indem mehr Informationen aus den beobachteten Spektren in die Best-Fit-Bestimmung einbezogen werden, indem ein Modell der Akkretionsemission verwendet wird, das in seinen Parametern kontinuierlich ist und posteriore Wahrscheinlichkeiten liefert. Ein solches Werkzeug wird eine einfachere Analyse größerer Stichprobe von klassischen T-Tauri-Sternen ermöglichen. Solche größeren Stichprobe werden benötigt, um die Beziehungen zwischen Scheibenmorphologien und Akkretionsraten besser zu verstehen. Zu diesem Zweck wäre auch eine homogene Analyse einer größeren Stichprobe von Akkretionsraten für räumlich aufgelöste Scheibenbeobachtungen notwendig.

Abstract

A large number of exoplanets have been detected and characterised over the last three decades. The formation process that created these planets is, however, still poorly understood. The birth of planets is expected to take place in the circumstellar disks of young stars. Understanding the physical processes active in these disks is therefore crucial to our understanding of planet formation. One aspect that still requires better understanding is the evolution of these disks themselves. It is known that disks dissipate on timescales of a few million years, but the physical processes that lead to the redistribution of material and angular momentum and, therefore, are responsible for their dissipation are still being debated. A key constraint on disk evolution comes from the rate at which matter is accreted from the disk onto the central star and how this accretion rate correlates with disk mass. A large spread in mass accretion rates is observed at a given disk mass. This spread is hard to explain with simple disk evolution models, which raises the question of whether other effects may contribute to this large observed scatter. Accretion rates can be probed using several methods, the most direct of which consists of measuring the continuum excess emission released by the infalling material impacting the stellar surface. Doing so in an accurate way requires broad wavelength range spectra that simultaneously cover ultra-violet and optical wavelength ranges. The X-Shooter instrument at the Very Large Telescope (VLT) allows for such simultaneous observations at sufficient signal-to-noise in nearby star-forming regions. In this thesis, I present X-Shooter studies of young stars, which aim at improving our understanding of the accretion properties of Classical T Tauri Star populations. In particular, I constrained the large accretion variability observed in XX Cha through the use of two X-Shooter spectra that were taken about 10 years apart. Such variability is, however, rare and unlikely to affect the observed scatter in accretion rates at a given disk mass. Beyond this, I improved on the preexisting method for self-consistently deriving the accretion properties of Classical T Tauri stars. To achieve this I extended and interpolated the library of templates available to represent the stellar emission. The use of such an interpolation mitigates degeneracies and observational uncertainties associated with using individual templates. I also altered the best-fit metric to include more information present in the spectra. Thanks to the interpolated templates I was also able to provide a lower limit on the measurable mass accretion rate for each spectral type ranging from G8 to M5.5. Using this updated method, I analyzed a sample of Classical T Tauri Stars that are known to have complex disk morphologies, often referred to as substructures. Combining this sample with information from literature allowed for a first study relating disk morphology to accretion properties. The results presented here hint at the fact that disks with inner dust cavities have lower accretion rates at a given disk mass compared to the unresolved population. Disks with annular rings on the other hand do not appear to be distinct from the unresolved population. This may hint that sources, in which such substructures are observed, are not distinct from the unresolved population and that the unresolved population may present similar substructures if observed at a high enough resolution. I also discuss how the position of some interesting sources in the mass accretion rate vs. disk mass diagrams could be related to the observed morphology. While hints are found that substructures partially contribute to the observed spread in mass accretion rates, a large fraction of the observed scatter has yet to be explained. The methodology presented here can be further improved by including more information from the observed spectra in the best-fit determination, using an accretion emission model that is continuous in its parameters and providing posterior probabilities. Such a tool will facilitate a more straightforward analysis of larger samples of Classical T Tauri Stars. Such larger samples are needed to better understand the relationships between disk morphologies and accretion rates. For this aim, a homogeneous analysis of a larger sample of accretion rates for spatially resolved disk observations would be necessary.

• Dokumententyp: Dissertationen (Dissertation, LMU München)
• Keywords: Astronomy, Young Stars, Protoplanetary Disks, Accretion
• Themengebiete: 500 Naturwissenschaften und Mathematik ; 500 Naturwissenschaften und Mathematik > 530 Physik
• Fakultäten: Fakultät für Physik
• Sprache der Hochschulschrift: Englisch
• Datum der mündlichen Prüfung: 5. Februar 2025
• 1. Bericht­erstatter:in: Ercolano, Barbara