Max-Planck-Institut für Astronomie - Jahresbericht 2007

30 II. Highlights
II.3 Die schnelle Entstehung von Planetesimalen in turbulenten Scheiben
In den ersten Phasen der Entstehung von Planeten
sto ßen Staubteilchen zusammen, bleiben aneinan der
haf ten und wachsen. Hat ein Körper einen Durch messer
von etwa einen Kilometer erreicht, so ist seine
Gra vitationskraft groß genug, um weitere Körper aus
der Umgebung anzuziehen und an sich zu binden. Auf
die se Weise wächst er schließlich zu einem Pla neten
heran. Doch dieses einfache Szenario scheint bei
Grö ßen um zehn Zentimeter eine Grenze zu besit zen.
Ge steins bro cken dieser Größe stürzen sehr schnell in
den Zentralstern ab, und sie können jüngsten Er gebnissen
der Laborastrophysik zufolge nicht weiter mit
dem klassischen Stoßen­Haften­Mechanismus wachsen,
weil sie sich bei gegenseitigen Stößen eher
ge gen seitig zerstören. Theoretiker des MPIA haben
nun einen Weg gefunden, wie die Na tur diese Zehn­
Zen timeter­Barriere überwinden könn te: In den proto
planetaren Scheiben entstehen durch Tur bu lenzen
»Hoch druckwirbel«. Darin sammeln sich Ge steins brocken
und können sich nun aufgrund der gemein sa men
Schwerkraft zusammenlagern. Auf diese Wei se kön nen
in kurzer Zeit Körper von der Größe unse res Klein plane
ten Ceres entstehen.
Kleinste Staubpartikel bleiben bei gegenseitigen Stößen
aneinander haften, weil zwischen ihnen die anziehende
Van-der-Waals-Kraft wirkt. Die hierfür nötigen Rela
tiv geschwindigkeiten erhalten sie durch die Brownsche
Bewegung. Sie nimmt mit wachsender Teil chenmasse
ab und kann deshalb nur in der sehr jungen protoplanetaren
Wolke einen Einfluss haben. Im weiteren
Verlauf sinken die immer größer werdenden Teilchen
aufgrund der Schwerkraft zur Mittelebene der sich ausbil
dendenden protoplanetaren Scheibe ab. Da die Sinkgeschwindigkeit
mit wachsender Teilchenmasse zunimmt,
treten auch hierbei zwischen den Staubpartikeln
Relativgeschwindigkeiten auf, die zu weiteren Zusammenstößen
und einem Anwachsen führen. So werden
die Teilchen beim Erreichen der Scheibenebene vermutlich
bis zu einige Zentimeter groß.
In der Mittelebene der Scheibe ist die Staubdichte
ver hältnismäßig hoch, so dass Teilchen jetzt öfter zusam
menstoßen und prinzipiell zu Planetesimalen mit
ei nigen Kilometern Durchmesser anwachsen könnten.
Die ses verhindern jedoch im Wesentlichen zwei Prozes
se. Erstens prallen die Staubkrümel ab einer ge wissen
Geschwindigkeit voneinander ab oder zerstören sich
sogar gegenseitig. Jüngste Ergebnisse der La bor as trophysik
belegen, dass die Gesteinsbrocken durch den
Stoßen-Haften-Mechanismus kaum über mehr als etwa
zehn Zentimeter hinaus wachsen können.
Und zweitens verlieren Körper dieser Größenordnung
aufgrund ihrer Reibung mit dem Gas in der Scheibe
an Drehimpuls und nähern sich auf einer spiralförmigen
Bahn in relativ kurzer Zeit dem Zentralstern.
Abschätzungen zeigen, dass ein Brocken dieser Größe
innerhalb von einigen hundert Jahren dem Stern so nahe
kommt, dass er verdampft. In diesem kurzen Zeitraum
kann ein Stein von der Größe eines Tennisballs nicht um
etwa zwei Größenordnungen im Durchmesser, das heißt
um sechs Größenordnungen in der Masse wachsen.
Turbulenz konzentriert Gesteinsbrocken
Die hohen Driftraten der Felsbrocken treten in Scheiben
auf, in denen Gas und Staub laminar strömen. Es
gibt aber bereits seit einiger Zeit die Vermutung, dass
Turbulenzen auftreten, die die Bewegung der Par tikel
erheblich beeinflussen. In erster Linie ist das die
Kel vin-Helmholtz-Turbulenz (kurz KH-Turbulenz), die
auf folgende Weise entsteht: Zunächst sedimentiert der
Staub zur Mittelebene der Scheibe. Dort sinken Tempe
ratur und Dichte mit wachsendem Abstand vom
Zen tralstern. Aus diesem Grunde herrscht ein radialer
Druckgradient, was dazu führt, dass das Gas lang samer
rotiert, als es dies auf einer reinen Keplerbahn tun
würde. Die Staubteilchen hingegen reagieren nicht auf
den Druckgradienten, sondern »fühlen« nur die Schwerkraft.
Sie umlaufen den Zentralstern deshalb auf Keplerbahnen.
Ist in der Mittelebene der Scheibe das Staubzu-Gas-Verhältnis
hoch genug, so reißt der Staub die
Gasteilchen mit und zwingt sie ebenfalls auf die Geschwin
digkeit einer Keplerbahn. Als Folge hiervon bewegt
sich das Gas in der Mittelebene schneller als das
Gas ober- und unterhalb davon. Es tritt also eine ver tikale
Geschwindigkeitsscherung auf, welche die KH-Insta
bilitäten auslöst.
Die hierbei einsetzende turbulente Gasbewegung wirbelt
den Staub in der Mittelebene auf und verhindert dadurch
eine Verklumpung des Staubes zu Planetesimalen.
Dieses Problem erkannten P. Goldreich und W. R.
Ward schon 1973 und sahen darin ein Hindernis für das
Anwachsen der Staubteilchen zu Planetesimalen.
Erst vor wenigen Jahren tauchte dann die Vermutung
auf, dass die Turbulenzen lokal Bereiche mit erhöhter
Gasdichte entstehen lassen, in denen sich feste Partikel
ansammeln können. Anders Johansen, Hubert Klahr und
Thomas Henning gingen diesem Phänomen im Jahre
2006 mit umfangreichen Computersimulationen nach
und konnten es bestätigen (s. Jahresbericht 2006, Kap.
III.2). Können diese Hochdruckwirbel die Geburtsstätten
der Planetesimale sein?