Stern HD 100546
Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops von der Gas- und Staubscheibe um HD 100546 im sichtbaren Licht. Zu erkennen sind die spiraligen Strukturen. Der orange Punkt markiert die Position des Protoplaneten HD 100546 b. Der Stern selbst wurde digital herausgerechnet; die schwarzen Punkte und konzentrischen „Wellen“ nahe der Bildmitte sind keine realen Objekte, sondern Bildartefakte, die hierdurch entstanden sind.
AladinLite
Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild	Fliege
Rektaszension	11h 33m 25,44s [1]
Deklination	−70° 11′ 41,2″ [1]
Winkelausdehnung	{{{Winkel}}} mas
Bekannte Exoplaneten	1[2]
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit	6,7 mag[3]
Helligkeit (U-Band)	{{{magU}}} mag
Helligkeit (B-Band)	{{{magB}}} mag
Helligkeit (V-Band)	{{{magV}}} mag
Helligkeit (R-Band)	{{{magR}}} mag
Helligkeit (I-Band)	{{{magI}}} mag
Helligkeit (J-Band)	{{{magJ}}} mag
Helligkeit (H-Band)	{{{magH}}} mag
Helligkeit (K-Band)	mag
G-Band-Magnitude	mag
Spektrum und Indices
Veränderlicher Sterntyp
B−V-Farbindex	0,0[3]
U−B-Farbindex	−0,1[3]
R−I-Index
Spektralklasse	B9 Vne[4]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	9,1 ± 1,2 km/s[5]
Parallaxe	9,09 ± 0,06 mas[1]
Entfernung	359 ± 3 Lj 110,0 ± 0,7 pc [6]
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis	mag
Bolometrische Absolute Helligkeit Mbol	{{{Absolut-bol}}} mag
Eigenbewegung
Rek.-Anteil:	−38,60 ± 0,09 mas/a
Dekl.-Anteil:	−0,24 ± 0,08 mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse	2,2 ± 0,2 M☉[7]
Radius	1,5 ± 0,1 R☉[8]
Leuchtkraft	20 ± 7 L☉[8]
Effektive Temperatur	9 750 ± 500 K[8]
Metallizität [Fe/H]
Rotationsdauer
Alter	≈ 5 Mio. a[7]
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Córdoba-Durchmusterung CD −69°893 Henry-Draper-Katalog HD 100546 [1] Hipparcos-Katalog HIP 56379 [2] SAO-Katalog SAO 251457 [3] Tycho-Katalog TYC 9229-2446-1[4]Vorlage:Infobox Stern/Wartung/AngabeTYC-Katalog 2MASS-Katalog 2MASS J11332542-7011412[5]
Anmerkung
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HD 100546 (auch KR Muscae, kurz KR Mus) ist ein Stern im Sternbild Fliege. Der Stern liegt 360 Lichtjahre von der Sonne entfernt und besitzt eine scheinbare Helligkeit von 6,7 mag. Aufgrund seiner Gas- und Staubscheibe und der dort höchstwahrscheinlich stattfindenden Planetenbildung ist er für die Astronomie von besonderem Interesse.

HD 100546 ist ein Herbig-Ae/Be-Stern (Spektralklasse B9 Vne^[4]) und besitzt eine Masse von 2,2 M_⊙^[7] und eine effektive Temperatur von rund 9 800 K^[8]. Die Entfernung beträgt nach Messungen von Hipparcos ca. 320 Lj (π = 10,3 mas^[9]) oder nach Messungen von Gaia ca. 360 Lj (π = 9,1 mas^[1]). Verschiedene Altersbestimmungen reichen von 3,5 Mio. Jahren^[10] bis hin zu 10 Mio. Jahren^[11], wobei der Schwerpunkt der neueren Bestimmungen bei 5 – 7 Mio. Jahren^[7][8] liegt. Der Stern ist wahrscheinlich mit der Dunkelwolke DC 296.2-7.9, an deren Rand er sich befindet, assoziiert.^[12] Die Akkretionsrate beträgt einige 10⁻⁷ M_⊙ pro Jahr.^[13]

HD 100546 ist von einer zirkumstellaren Scheibe mit innerem Hohlraum (einer so genannten transitional disk) umgeben. Die asymmetrische, morphologisch komplexe Scheibe stellt sich dar wie folgt:

• Sie ist laut den meisten Untersuchungen 40° – 50° gegenüber der face-on-Ansicht geneigt.^{[7][14][15][16]}
• Direkt um den Stern liegt die innere Scheibe, die einen Innenradius von 0,2 – 0,3 AE und einen Außenradius von maximal 0,7 AE besitzt.^[17][18]
• Danach folgt eine weitgehend gas- und staubfreie Lücke bis ≈ 13 AE (die Werte reichen von 10 – 16 AE) um den Stern.^{[19][20][21][18][16]}
• Danach schließt die äußere Scheibe an, deren molekulares Gas sich laut CO-Gasmessungen bis ≈ 400 AE um den Stern erstreckt.^[15][22]
• Darüber hinaus existiert noch ein dünner Halo bis über 1 000 AE um den Stern.^[14]
• Die Scheibe zeigt „Spiralarme“ bzw. spiralige Strukturen, die besonders gut mit dem Hubble-Weltraumteleskop beobachtet werden konnten und als deren Ursache verschiedene Erklärungen (z. B. Störung der Scheibe durch Planeten, Reflexions-/Schattenphänomene) diskutiert werden.^[14][23]
• Die Scheibenfarbe ähnelt der von Kuipergürtelobjekten, was darauf hindeutet, dass in beiden Fällen die gleichen Verwitterungsprozesse am Werk sind.^[14]
• Beobachtungen der Staubkontinuum-Emission am ALMA (λ = 870 µm) zeigen einen asymmetrischen Ring um den Stern bei 20 – 40 AE.^[7]

Die Scheibenmasse (molekulares Gas in der Scheibe im Radius von ≈ 400 AE um den Stern) beträgt laut ¹²CO-Gasmessungen 0,001 – 0,01 M_⊙.^[15] Neue ALMA-Messungen anhand des Kohlenmonoxid-Isotopologs C¹⁸O ergeben wiederum eine höhere, totale Gasmasse von mindestens 0,018 M_⊙; außerdem wurde die Staubmasse zu ca. 0,001 M_⊙ berechnet (d. h. Gas-Staub-Verhältnis ≈ 19).^[22] Die innere Scheibe muss durch einen Strömungsmechanismus von der äußeren Scheibe her immer wieder neu gespeist werden, da ansonsten die Akkretion des Sterns die innere Scheibe rasch aufbrauchen würde.^[13]

HD 100546 zeigt als eines von nur ein paar bekannten Systemen (z. B. auch LkCa 15, HD 169142 und MWC 758) deutliche Anzeichen von stattfindender (Gas-)Planetenentstehung. Astronomen bietet dies die Gelegenheit, diesen Prozess in Natura zu studieren und so theoretische Modelle zu überprüfen. Ein bestätigter sowie wahrscheinlich noch ein weiterer Riesenplanet, deren Entstehungsprozesse noch nicht abgeschlossen sind, umkreisen den Stern:

• HD 100546 b befindet sich ≈ 50 AE vom Stern entfernt in der zirkumstellaren Scheibe eingebettet^[2] und wurde von Sascha Quanz u. a. als Protoplanet-Kandidat entdeckt (2013 publiziert)^[24] und 2015 (ebenfalls von Sascha Quanz u. a.) als Protoplanet bestätigt^[2]. Die Entdeckung gelang durch direkte Beobachtung (engl. direct imaging) am VLT/NACO, wo HD 100546 b als IR-Punktquelle im scheinbaren Abstand von 0,5″ vom Stern mit einer scheinbaren L'-Helligkeit (λ = 3,8 µm) von 13 – 14 mag erfasst wurde.^[24][2] Es dürfte sich um einen superjovianischen Protoplaneten mit zirkumplanetarer Scheibe handeln, der noch Masse akkretiert.^[2][25] Durch die zirkumplanetare Scheibe erklärt sich auch der sehr große berechnete Radius des Objektes (genauer: der emittierenden Region) von ≈ 7 R_J.^[2] Die Planetenmasse wurde zuerst auf ≈ 15 – 20 M_J^[24] geschätzt; spätere Studien geben Massen von 3 – 4 M_J^[25] oder 1,65 M_J^[7] an. Die Umlaufzeit um den Stern beträgt ca. 250 Jahre.^[2] Zudem weist die zirkumstellare Scheibe Merkmale auf, die auf Wechselwirkung zwischen Protoplanet und Scheibe schließen lassen.^[24]
• HD 100546 „c“: An der Außenkante der Scheibenlücke (≈ 10 AE Entfernung zum Stern) befindet sich mit hoher Wahrscheinlichkeit ein massereicher Planet oder Brauner Zwerg, zumal die Scheibenlücke selbst ein deutliches Indiz für die Präsenz eines solchen Objektes ist.^[19][20][17] Auch liefert die IR-Spektroskopie von CO- und OH-Emissionen starke Hinweise auf ein umlaufendes Objekt nahe der Scheibenwand (bei ≈ 13 AE).^[26] Masseschätzungen für HD 100546 „c“ reichen von 10 – 20 M_J^[25] über 20 M_J^[20] bis zu 60  ⁺²⁰₋₄₀ M_J^[17]. Bei der Auflösung des Scheibenhohlraums mit dem Gemini Planet Imager (GPI) wurde eine Punktquelle entdeckt, bei der es sich um den Planeten handeln könnte (ein besonders heller Scheibenteil scheint ebenso denkbar).^[25] Eine spätere GPI-Beobachtung bestätigte diese mögliche direkte Beobachtung aber nicht.^[27]

• LkCa 15
• HR 8799

• SIMBAD-Datenbankeintrag.
• ESO-Pressemitteilung: Geburt eines Riesenplaneten?. 28. Februar 2013. Artikel zur Entdeckung von HD 100546 b (Originalarbeit siehe Sascha P. Quanz et al. 2013).
• Adrian Kaminski: Junge Planeten um HD 100546. In: Spektrum.de. 8. November 2014. Artikel zum möglichen Nachweis von HD 100546 „c“ (Originalarbeit siehe Sean D. Brittain et al. 2014).

1. ↑ ^{a b c} Gaia Collaboration: Gaia DR2. VizieR-Datenkatalog I/345 (elektronisch veröffentlicht). 2018, bibcode:2018yCat.1345....0G. VizieR-Katalogeintrag.
2. ↑ ^{a b c d e f g} Sascha P. Quanz et al.: Confirmation and Characterization of the Protoplanet HD 100546 b – Direct Evidence for Gas Giant Planet Formation at 50 AU. In: The Astrophysical Journal. Bd. 807, Ausg. 1, 2015, Art.-ID 64, bibcode:2015ApJ...807...64Q, doi:10.1088/0004-637X/807/1/64, arxiv:1412.5173.
3. ↑ ^{a b c} Dolf de Winter et al.: A photometric catalogue of southern emission-line stars. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 380, 2001, Table 3 (nur elektronisch verfügbar), bibcode:2001A&A...380..609D, doi:10.1051/0004-6361:20011476, arxiv:astro-ph/0110495.
4. ↑ ^{a b} Nancy Houk, Anne P. Cowley: Catalogue of two dimentional spectral types for the HD stars, Vol. 1. Department of Astronomy, Universität Michigan, 1975, bibcode:1975MSS...C01....0H. VizieR-Katalogeintrag.
5. ↑ Nina V. Kharchenko et al.: 2nd Cat. of Radial Velocities with Astrometric Data. VizieR-Datenkatalog III/254 (elektronisch veröffentlicht). 2007, bibcode:2007yCat.3254....0K. VizieR-Katalogeintrag.
6. ↑ Von der Parallaxe (π = 9,0892 ± 0,0509 mas, Gaia DR2) abgeleitet.
7. ↑ ^{a b c d e f g} Jaime E. Pineda et al.: High-resolution ALMA Observations of HD 100546: Asymmetric Circumstellar Ring and Circumplanetary Disk Upper Limits. In: The Astrophysical Journal, Bd. 871, Ausg. 1, 2019, Art.-ID 48, bibcode:2019ApJ...871...48P, doi:10.3847/1538-4357/aaf389, arxiv:1811.10365.
8. ↑ ^{a b c d e} John R. Fairlamb et al.: A spectroscopic survey of Herbig Ae/Be stars with X-shooter – I. Stellar parameters and accretion rates. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Bd. 453, Ausg. 1, 2015, S. 985, 990, bibcode:2015MNRAS.453..976F, doi:10.1093/mnras/stv1576, arxiv:1507.05967.
9. ↑ Floor van Leeuwen: Hipparcos, the New Reduction. VizieR-Datenkatalog I/311 (elektronisch veröffentlicht). 2008, bibcode:2008yCat.1311....0V. VizieR-Katalogeintrag.
10. ↑ Puravankara Manoj et al.: Evolution of Emission-Line Activity in Intermediate-Mass Young Stars. In: The Astrophysical Journal. Bd. 653, Ausg. 1, 2006, S. 666, bibcode:2006ApJ...653..657M, doi:10.1086/508764, arxiv:astro-ph/0608541.
11. ↑ Mario E. van den Ancker et al.: HIPPARCOS data on Herbig Ae/Be stars: an evolutionary scenario. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 324, 1997, L.34, bibcode:1997A&A...324L..33V.
12. ↑ Sergio Luiz Araújo Vieira, Mikhail A. Pogodin, Gabriel A. P. Franco: Spectroscopic study of the Herbig Be star HD 100546. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 345, 1999, S. 559–561, bibcode:1999A&A...345..559V.
13. ↑ ^{a b} Ignacio Mendigutía et al.: High-resolution Br γ spectro-interferometry of the transitional Herbig Ae/Be star HD 100546: a Keplerian gaseous disc inside the inner rim. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Bd. 453, Ausg. 2, 2015, S. 2126, 2131, bibcode:2015MNRAS.453.2126M, doi:10.1093/mnras/stv1777, arxiv:1509.05411.
14. ↑ ^{a b c d} David R. Ardila et al.: Hubble Space Telescope Advanced Camera for Surveys Coronagraphic Observations of the Dust Surrounding HD 100546. In: The Astrophysical Journal. Bd. 665, Ausg. 1, 2007, S. 520, 524, 527, 531–533, bibcode:2007ApJ...665..512A, doi:10.1086/519296.
15. ↑ ^{a b c} Olja Panić et al.: Observations of warm molecular gas and kinematics in the disc around HD 100546. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 519, 2010, Art.-ID A110, bibcode:2010A&A...519A.110P, doi:10.1051/0004-6361/200913709, arxiv:1005.1048.
16. ↑ ^{a b} Narges Jamialahmadi et al.: Constraining the Gap Size in the Disk around HD 100546 in the Mid-infrared. In: The Astrophysical Journal. Bd. 865, Ausg. 2, 2018, Art.-ID 137, bibcode:2018ApJ...865..137J, doi:10.3847/1538-4357/aadae4, arxiv:1808.05052.
17. ↑ ^{a b c} Gijs D. Mulders et al.: Planet or brown dwarf? Inferring the companion mass in HD 100546 from the wall shape using mid-infrared interferometry. In: Astronomy & Astrophysics. Bd. 557, 2013, Art.-ID A68, bibcode:2013A&A...557A..68M, doi:10.1051/0004-6361/201220930, arxiv:1306.4264.
18. ↑ ^{a b} Olja Panić et al.: Resolving HD 100546 disc in the mid-infrared: Small inner disc and asymmetry near the gap. In: Astronomy & Astrophysics. Bd. 562, 2014, Art-ID A101, bibcode:2014A&A...562A.101P, doi:10.1051/0004-6361/201219223, arxiv:1203.6265.
19. ↑ ^{a b} Jeroen Bouwman: The origin of crystalline silicates in the Herbig Be star HD 100546 and in comet Hale-Bopp. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 401, 2003, S. 577, bibcode:2003A&A...401..577B, doi:10.1051/0004-6361:20030043, arxiv:astro-ph/0301254
20. ↑ ^{a b c} Bram Acke, Mario E. van den Ancker: Resolving the disk rotation of HD 97048 and HD 100546 in the [O I] 6300 Å line: evidence for a giant planet orbiting HD 100546. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 449, Ausg. 1, 2006, S. 267, bibcode:2006A&A...449..267A, doi:10.1051/0004-6361:20054330, arxiv:astro-ph/0512562.
21. ↑ Myriam Benisty et al.: The complex structure of the disk around HD 100546. The inner few astronomical units. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 511, 2010, Art.-ID A75, bibcode:2010A&A...511A..75B, doi:10.1051/0004-6361/200913590, arxiv:1001.2491.
22. ↑ ^{a b} James M. Miley et al.: Asymmetric mid-plane gas in ALMA images of HD 100546. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Bd. 485, Ausg. 1, 2019, S. 739, bibcode:2019MNRAS.485..739M, doi:10.1093/mnras/stz426, arxiv:1902.07506.
23. ↑ Anthony Boccaletti et al.: Multiple spiral patterns in the transitional disk of HD 100546. In: Astronomy & Astrophysics. Bd. 560, 2013, Art.-ID A20, bibcode:2013A&A...560A..20B, doi:10.1051/0004-6361/201322365, arxiv:1310.7092.
24. ↑ ^{a b c d} Sascha P. Quanz et al.: Young Protoplanet Candidate Embedded in the Circumstellar Disk of HD 100546. In: The Astrophysical Journal Letters. Bd. 766, Ausg. 1, 2013, Art.-ID L1, bibcode:2013ApJ...766L...1Q, doi:10.1088/2041-8205/766/1/L1, arxiv:1302.7122.
25. ↑ ^{a b c d} Thayne Currie et al.: Resolving the HD 100546 Protoplanetary System with the Gemini Planet Imager: Evidence for Multiple Forming, Accreting Planets. In: The Astrophysical Journal Letters. Bd. 814, Ausg. 2, 2015, Art.-ID L27, bibcode:2015ApJ...814L..27C, doi:10.1088/2041-8205/814/2/L27, arxiv:1511.02526.
26. ↑ Sean D. Brittain et al.: NIR Spectroscopy of the HAeBe Star HD 100546. III. Further Evidence of an Orbiting Companion? In: The Astrophysical Journal. Bd. 791, Ausg. 2, 2014, Art.-ID 136, bibcode:2014ApJ...791..136B, doi:10.1088/0004-637X/791/2/136, arxiv:1409.0804.
27. ↑ Katherine B. Follette et al.: Complex Spiral Structure in the HD 100546 Transitional Disk as Revealed by GPI and MagAO. In: The Astronomical Journal. Bd. 153, Ausg. 6, 2017, Art.-ID 264, bibcode:2017AJ....153..264F, doi:10.3847/1538-3881/aa6d85, arxiv:1704.06260.