FRIEDRICH–SCHILLER–UNIVERSITÄT JENA PHYSIKALISCH–ASTRONOMISCHE FAKULTÄT ASTROPHYSIKALISCHES INSTITUT UND UNIVERSITÄTS–STERNWARTE Thermal Emission Modeling of Circumstellar Debris Disks —DISSERTATION— zur Erlangung des Akademischen Grades Doctor Rerum Naturalium (Dr. rer. nat.) Vorgelegt dem Rat der Physikalisch–Astronomischen Fakultät der Friedrich–Schiller–Universität Jena von Dipl.-Phys. SEBASTIAN MÜLLER geboren am 21.03.1983 in Dortmund April 2010 1. Gutachter: Prof. Dr. ALEXANDER V. KRIVOV Friedrich-Schiller-Universität Jena 2. Gutachter: Prof. Dr. SEBASTIAN WOLF Christian-Albrechts-Universität zu Kiel 3. Gutachter: Prof. Dr. PHILIPPE THÉBAULT Observatoire de Paris, Section de Meudon (Frankreich) Tag der Disputation: 19. Oktober 2010 From our home on Earth, we look out into the distances and strive to imagine the sort of world into which we were born. With increasing distance our knowledge fades until at the last dim horizon we search among ghostly errors for landmarks scarcely more substantial. The search will continue. The urge is older than history. It is not satisfied and it will not be suppressed. EDWIN P. HUBBLE PAGE ii Quelle des Titelbildes: http://berkeley.edu/news/media/releases/2008/11/13_exoplanet.shtml Contents Kurzfassung........................................ v Abstract.......................................... vi 1 Introduction 1 1.1 Debris Disks in the Framework of Planet Formation . .......... 1 1.2 Implications from Observations . ....... 4 1.2.1 Photometry ................................. 4 1.2.2 Spectroscopy ................................ 5 1.2.3 Imaging................................... 6 1.2.4 OtherTechniques.............................. 6 1.3 AimofThisStudy ................................. 7 2 Theory 8 2.1 BasicDiskDefinitions .............................. 8 2.1.1 DiskDensities ............................... 8 2.1.2 TotalDiskCrossSection . 8 2.1.3 OpticalDepth................................ 9 2.2 ScatteringTheory................................ 9 2.2.1 Electrodynamics .............................. 9 2.2.2 Spherical, Homogeneous Particles . ..... 10 2.2.3 Spherical, Inhomogeneous Particles . ...... 11 2.2.4 RefractiveIndices ............................. 12 2.3 Thermal Emission of Debris Disks . ..... 13 2.3.1 TypicalUnits ................................ 13 2.3.2 Debris Disks in Thermal Equilibrium . 14 2.4 DynamicsofDebrisDisks . 15 2.4.1 MechanismsinDebrisDisks . 15 2.4.2 Collisions.................................. 18 2.4.3 KineticTheory ............................... 20 2.5 Evolution of Debris Disks . 21 2.5.1 The“Steady-State”Disk . 21 2.5.2 ScalingLaws ................................ 21 3 Numerical Tools 23 3.1 Computation of the Collisional Evolution — ACE ................. 23 3.2 Computation of Thermal Emission Properties . ........ 23 3.2.1 SEDUCE .................................. 23 3.2.2 SUBITO .................................. 25 3.2.3 NumericalCaveats ............................. 25 4 Classical Modeling 27 4.1 TheClassicalModelingApproach . 27 4.2 Application:HR8799.............................. 28 4.2.1 TheSystem................................. 28 4.2.2 ModelingPreparations . 29 4.2.3 Photometric Modeling . 29 4.2.4 Summary of the Results of Complementary Investigations ........ 33 4.2.5 Interpretation ................................ 33 iii PAGE iv CONTENTS 4.3 Discussion...................................... 35 4.3.1 Advantages................................. 35 4.3.2 CaveatsandDisadvantages. 35 5 Modeling from the Sources 36 5.1 TheNewModelingApproach . 36 5.2 Application:Grid ................................ 37 5.2.1 TheIdea .................................. 37 5.2.2 ReferenceDisks .............................. 37 5.2.3 Results ................................... 40 5.2.4 Modeling of Selected Debris Disks . 46 5.3 Application:Vega................................ 52 5.3.1 TheVegaSystem.............................. 52 5.3.2 TheReferenceModel............................ 56 5.3.3 Variation of Model Parameters . 61 5.3.4 Discussion ................................. 72 5.4 Discussion...................................... 76 5.4.1 Advantages................................. 76 5.4.2 CaveatsandDisadvantages. 76 5.4.3 PossibleModelExtensions. 77 6 Conclusions 83 6.1 Summary ...................................... 83 6.2 Comparison of the Two Approaches . 84 6.3 Outlook ....................................... 85 References 88 Danksagung 101 Ehrenwörtliche Erklärung 101 Curriculum Vitae 102 Kurzfassung Seit etwa 25 Jahren ist die Existenz von Trümmerscheiben um Hauptreihensterne, die als Überbleibsel der Planetenentstehungsphase betrachtet werden, bekannt. Sie bestehen aus sub- planetaren Objekten, angefangen mit Planetesimalen von bis zu einigen 100 km Durchmesser, bis hin zu Staub, wovon allerdings nur der Staubanteil durch seine (thermische) Emission beobacht- bar ist. Ironischerweise ist der beobachtbare Staub die kurzlebigste Komponente in Trümmer- scheiben, und ist nur wegen einer ständigen Produktion durch die langlebigeren Planetesimale (z.B. durch gegenseitige Kollisionen) vorhanden. Damit enthalten Planetesimale wesentlich mehr Informationen über die Vergangenheit des Systems als der Staub. In dieser Arbeit wird ein neuer, kollisionsbasierter Ansatz zur Modellierung von Trüm- merscheiben vorgestellt, verdeutlicht und mit der traditionellen Modellierungsmethode ver- glichen. Die letztere Methode konzentriert sich allein auf den Staub, dessen räumliche und Teilchengrößeverteilung durch Potenzgesetze angenähert werden. Zur Veranschaulichung dieses Herangehens wurde das Planetensystem HR 8799 ausgewählt. Zwei Staubkomponenten, eine warme innerhalb des innersten Planeten und eine kalte außerhalb des äußersten Planeten, sind notwending, um die beobachtete thermische Emission zu erklären. Wie komplementäre Unter- suchungen zeigen, ist dies in Übereinstimmung mit den stabilen Bereichen für Planetesimale. Um auch die Planetesimalkomponente direkt mit einzubeziehen, wurde ein neuer Model- lierungsansatz entwickelt, in dem die komplette Trümmerscheibe mit dem Programm ACE unter der Annahme einer kollisionsdominierten Entwicklung simuliert und die resultierende Staub- verteilung zum Vergleich mit den Beobachtungsdaten verwendet wird. Da die Simulationen sehr zeitaufwendig sind, wird in der ersten Anwendung dieses Ansatzes ein Gitter von Referenz- scheiben um sonnenähnliche Sterne erzeugt, das auf beobachtete Systeme angewendet werden kann, um schnell erste Ergebnisse zu bekommen. Die fünf aufgeführten Beispiele machen die Anwendbarkeit deutlich. Desweiteren wird die Trümmerscheibe um Wega als Anwendung für die neue Modellierungsmethode herangezogen. Eine detaillierte Untersuchung des Systems zeigt, dass — entgegen der Meinung einiger Autoren der letzten Jahren — die Beobachtungen sich mit einer kollisionsdominierten Scheibe im Gleichgewicht erklären lassen. Der Vergleich zwischen den beiden vorgestellten Modellierungsarten macht deutlich, dass beide Methoden ihre Rechtfertigung haben und je nach Beobachtungslage eines bestimmten, zu untersuchenden Systems zum Einsatz kommen sollten. v Abstract Debris disks as the remnants of planet formation processes have been known to be a common feature around main-sequence stars for about 25 years now. They comprise solids ranging from planetesimals of up to several 100 km in diameter down to small dust. However, observations are only sensitive to thermal emission stemming from the disk’s dust, which is, ironically, the most short-lived component. Only steady supply by planetesimals (e.g., by mutual collisions) can sustain the observed amount of dust. Information about the system’s history is stored in planetesimals. This work presents a new, collision-based way of modeling debris disks and compares it to the classical modeling approach. The latter procedure focuses on the disk’s dust portion. Both, spatial and size distributions of dust are approximated by power-laws. For a demonstration the planetary system HR 8799 is chosen. To account for the observed thermal emission of this system two dust components, a warm ring inside the planets and a cold, outer component, are necessary. Complementary investigations reveal a good agreement with the location of stable regions for planetesimal evolution. A new approach was developed to directly incorporate planetesimals into the model. The code ACE is used to model the complete debris disk under the assumption of a collision-dominated evolution. The resulting dust distribution can be used for comparison with observational data. Due to long computation times, this approach is adopted first to generate a grid of reference disks around sun-like stars. Applied to observed systems first conclusions can be drawn quickly. Five examples are given to demonstrate the applicability of the new approach. Furthermore, the archetypal Vega debris disk is modeled in-depth. Contrary to claims of different authors in recent years, investigations show that observations are well in agreement with the assumption that the Vega disk evolves in a collisional equilibrium. Finally, both modeling approaches are compared. None of them can be assessed superior and each has its advantages and disadvantages. Depending on the state of observations towards a certain system to model the one or the other approach should be favored. vi Chapter 1 Introduction God is infinite, so His universe must be too. Thus is the excellence of God magnified and the greatness of His kingdom made manifest; He is glorified not in one, but in countless