Advanced

Can planet formation explain the observed differences in the chemical composition of binary stars?

Forsberg, Rebecca LU (2017) In Lund Observatory Examensarbeten ASTK02 20171
Lund Observatory
Abstract
A suggested explanation for the observed differences in chemical abundances in binary stars has been planet formation (e.g. Tucci Maia et al. 2014). If a star hosts a planet, the planet may have depleted the protoplanetary disc in volatiles and refractories. Assuming that the star accretes the remaining protoplanetary disc (neglecting photoevaporation), the depletion of the disc may alter the chemical composition of the star (post-protoplanetary disc-phase).

We extend the Bitsch et al. (2015a)-disc model to include chemical species like CO, CO_2 ,H_2O, carbon grains and MgSiO_3. The mass of these molecules accreted by the planet is subtracted from the disc, altering the composition of the disc and consequently the final stellar... (More)
A suggested explanation for the observed differences in chemical abundances in binary stars has been planet formation (e.g. Tucci Maia et al. 2014). If a star hosts a planet, the planet may have depleted the protoplanetary disc in volatiles and refractories. Assuming that the star accretes the remaining protoplanetary disc (neglecting photoevaporation), the depletion of the disc may alter the chemical composition of the star (post-protoplanetary disc-phase).

We extend the Bitsch et al. (2015a)-disc model to include chemical species like CO, CO_2 ,H_2O, carbon grains and MgSiO_3. The mass of these molecules accreted by the planet is subtracted from the disc, altering the composition of the disc and consequently the final stellar abundance. The change in stellar abundance is calculated, using solar abundance as reference.

By simluations of gas giants and super Earths we are able to get some indications on how the initial formation position and accretion of the planet alters the stellar abundance. For the super Earth we see a trend of ∆[Si/H]/∆[O/H] > 3 if the planet forms within the water ice line.

We also try to reproduce the observations of the 16 Cygni system (Tucci Maia et al. 2014) where the B component is observed to host a planet. We also investigate the sensitivity of the dust to pebble ratio and the α-viscosity in the disc, using the Ida et al. (2016)-disc model for the viscosity. Using Ida et al. provides an example on how the results depend on the disc model. We are able to reproduce the observations of ∆[O/H] and ∆[Si/H], and our results indicate that the 16 Cygni Bb planet has underwent scattering to arrive to its current position. (Less)
Popular Abstract (Swedish)
Det finns nästintill oändligt många stjärnor i universum. Mycket information om stjärnorna - deras ålder, temperatur, färg - kan vi få svar på genom deras kemiska uppsättning, det vill säga vad de består av. Det kan dock vara svårt att lista ut vad stjärnorna faktiskt innehåller, eftersom vi inte kan åka till dem och kolla. Astronomer har löst detta genom att studera ljuset ifrån stjärnor, då ljuset är som stjärnans fingeravtryck, där all information
om olika ämnen finns.

Binära stjärnor är två stjärnor som roterar kring varandra, vilket väldigt ofta förekommer i universum. Eftersom binära stjärnor skapas från samma materia och borde därför, precis som tvillingar, ha identiska fingeravtryck. Observationer har dock visat att... (More)
Det finns nästintill oändligt många stjärnor i universum. Mycket information om stjärnorna - deras ålder, temperatur, färg - kan vi få svar på genom deras kemiska uppsättning, det vill säga vad de består av. Det kan dock vara svårt att lista ut vad stjärnorna faktiskt innehåller, eftersom vi inte kan åka till dem och kolla. Astronomer har löst detta genom att studera ljuset ifrån stjärnor, då ljuset är som stjärnans fingeravtryck, där all information
om olika ämnen finns.

Binära stjärnor är två stjärnor som roterar kring varandra, vilket väldigt ofta förekommer i universum. Eftersom binära stjärnor skapas från samma materia och borde därför, precis som tvillingar, ha identiska fingeravtryck. Observationer har dock visat att fingeravtrycket hos binära stjärnor faktiskt kan skilja sig åt. En förklaring till detta fenomen skulle kunna vara att en av stjärnorna har en planet omkring sig som har bildats, samtidigt som de
båda stjärnorna, med mer tunga ämnen än vanligt. Ämnen som annars skulle ha hamnat i stjärnan har hamnat i planeten, vilket kan påverka stjärnans fingeravtryck.

Gemensamt för alla (hittills observerade) stjärnsystem är att planeterna i systemet roterar kring sin stjärna i en disk, som en tallrik, i nästan cirkulära banor. Denna observation gjorde Immanuel Kant och Pierre Simon de Laplace redan på 1700-talet med hjälp av de, då, sex upptäckta planeterna i vårt solsystem. Observationen ledde till hypotesen om att planeter skapas och formas i en disk-struktur kring stjärnan, vilket lade grunden till det
som idag är de mest utvecklade modellerna vi har inom planetformation.

I ledning av protoplanetära disk-forskaren Bertram Bitsch, vid Lunds Universitet, har en kod tagits fram som producerar en, så kallad, protoplanetär disk där planetformation kan simuleras. I detta projekt utvecklas koden till att inkludera kemiska ämnen, så som koldioxid och vatten, som planeten kan samla upp. Vilka ämnen och hur stor mängd planeten samlar på sig under sitt formationsstadie beror på storleken och temperaturen i disken – men också på var och när i diskens utveckling som planeten formas. Allt material i disken, som inte blir byggmaterial till planeten, antas absorberas av stjärnan. När det står klart hur mycket av de olika ämnerna planeten har samlat upp, går det att räkna ut kvarvarande ämnen i disken. Dessa restämnen samlas upp utav stjärnan. På detta sätt kan vi se ifall planeten påverkar mängden ämnen i stjärnan så pass mycket att det syns i
stjärnans fingeravtryck.

Genom att simulera olika slags planeter, alltifrån gasjättar lika massiva som Jupiter, till jordliknande stenplaneter, kan vi undersöka om och hur olika slags planeter påverkar fingeravtrycket. Detta kan förklara varför vissa binära stjärnor faktiskt inte är så identiska som man tidigare trott, vilket bidrar till forskningen om hur stjärnor bildas och kan leda till mer information om hur och var planeterna formas kring den nyfödda stjärnan. (Less)
Please use this url to cite or link to this publication:
author
Forsberg, Rebecca LU
supervisor
organization
course
ASTK02 20171
year
type
M2 - Bachelor Degree
subject
keywords
binary stars, planet formation, protoplanetary disc
publication/series
Lund Observatory Examensarbeten
report number
2017-EXA122
language
English
id
8912558
date added to LUP
2017-06-09 17:24:42
date last changed
2017-06-09 17:24:42
@misc{8912558,
  abstract     = {A suggested explanation for the observed differences in chemical abundances in binary stars has been planet formation (e.g. Tucci Maia et al. 2014). If a star hosts a planet, the planet may have depleted the protoplanetary disc in volatiles and refractories. Assuming that the star accretes the remaining protoplanetary disc (neglecting photoevaporation), the depletion of the disc may alter the chemical composition of the star (post-protoplanetary disc-phase).

We extend the Bitsch et al. (2015a)-disc model to include chemical species like CO, CO_2 ,H_2O, carbon grains and MgSiO_3. The mass of these molecules accreted by the planet is subtracted from the disc, altering the composition of the disc and consequently the final stellar abundance. The change in stellar abundance is calculated, using solar abundance as reference.

By simluations of gas giants and super Earths we are able to get some indications on how the initial formation position and accretion of the planet alters the stellar abundance. For the super Earth we see a trend of ∆[Si/H]/∆[O/H] > 3 if the planet forms within the water ice line. 

We also try to reproduce the observations of the 16 Cygni system (Tucci Maia et al. 2014) where the B component is observed to host a planet. We also investigate the sensitivity of the dust to pebble ratio and the α-viscosity in the disc, using the Ida et al. (2016)-disc model for the viscosity. Using Ida et al. provides an example on how the results depend on the disc model. We are able to reproduce the observations of ∆[O/H] and ∆[Si/H], and our results indicate that the 16 Cygni Bb planet has underwent scattering to arrive to its current position.},
  author       = {Forsberg, Rebecca},
  keyword      = {binary stars,planet formation,protoplanetary disc},
  language     = {eng},
  note         = {Student Paper},
  series       = {Lund Observatory Examensarbeten},
  title        = {Can planet formation explain the observed differences in the chemical composition of binary stars?},
  year         = {2017},
}