Max-Planck-Institut für Astronomie - Jahresbericht 2007

34 II. Highlights
In den Simulationen wurde erneut ein würfelförmiges
Volumen in der protoplanetaren Scheibe in etwa 5 AE
Entfernung vom Stern gewählt, das den jungen Stern
in fester Distanz umkreist. Die Gasteilchen kreisen auf
Bahnen mit subkeplerscher Geschwindigkeit, während
sich die Staubteilchen mit keplerscher Geschwindigkeit
um den Stern bewegen. Dadurch erfahren diese einen
starken Gegenwind und driften auf den Stern zu.
Außerdem spüren die Teilchen einen Gaswiderstand,
während sie zur Mittelebene absinken.
Die MRI-Turbulenz erzeugt in dem Gas Wirbel mit
ei ner leicht erhöhten Dichte und geringfügig höherem
Druck als in der Umgebung. Diese Verdichtungen
blei ben über einige Umläufe in der Scheibe erhalten,
was einer Zeitdauer von einigen zehn oder – in äu ßeren
Bereichen der Scheibe – gar hundert Jahren entspricht.
Bezieht man nun die Rückreaktion der fes ten
Kör per, deren Kopplungsgrade vier unterschiedli chen
Durch mes sern zwischen 30 und 120 cm entsprechen,
auf die Gasteilchen ein, so geschieht Folgendes: Die
mit subkeplerscher Geschwindigkeit laufenden Gasteil
chen werden von den Gesteinsbrocken mitgerissen
und bewegen sich nun ebenfalls fast mit keplerscher
Geschwindigkeit. Dadurch verringert sich der
Ge genwind für die Gesteinsbrocken. Dann bewegen
sich die Gesteinsbrocken in die bereits vorhandenen
Über dichtegebiete und sammeln sich dort an. Die Zusam
menstöße zwischen den Brocken innerhalb dieser
Be rei che führen zu einer dynamischen Kühlung des
En semb les und damit zu einer weiteren Verdichtung.
Abb. II.3.6: Anwachsen einer Gesteinsagglomeration. Reibungskraft
und vertikale Gravitation in der Scheibe wurden ab
t –10 berücksichtigt, während Eigengravitation und Kühlung
durch Stöße der Gesteinsbrocken untereinander erst bei t 0
»angeschaltet« wurden. Man erkennt das rasante Anwachsen
des Gesteinsensembles bis zu 3.5 Ceres-Massen.
max( p / g )
10000
1000
100
10
1
–10
K f = 0.25
0.50
0.75
1
Sedimentation selbstgravitierend
–5 0
t / Torb 0.8 0.9
1.9 2.1
3
M Hill /M Ceres t
5
3.5
Allerdings mussten hierbei in der Modellrechnung
Materialeigenschaften wie Koagulation oder gegenseitige
Zerstörung unberücksichtigt bleiben.
Entscheidend tritt dann aber die Gravitation in Kraft:
Sie bewirkt eine Verdichtung des Ensembles. Abb. II.3.5
zeigt das ausgewählte Volumen über insgesamt sieben
Umläufe hinweg. Man erkennt, wie eine anfänglich relative
kleine Ansammlung von Gesteinsbrocken immer
mehr Material aufsammelt und dabei stark anwächst. Der
größte Klumpen ist in jedem Bild rechts vergrößert dargestellt.
Er hatte am Ende der Simulation eine Masse erreicht,
die dem 3.5-fachen des Kleinplaneten Ceres entspricht
(Abb. II.3.6).
Ist das nun die Lösung des Rätsels, wie die kleinen
Steinchen in der protoplanetaren Scheibe ihrem Schicksal
des Verdampfens im Stern entgehen und die Zen ti meter
barriere überwinden? Vieles spricht dafür, auch wenn
noch Fragen offen sind. So kann ein Mag net feld die Turbu
lenzen nur dann verstärken, wenn die Materie in der
Schei be ionisiert ist. Speziell in den Au ßen bereichen der
pro to pla netaren Scheiben dürfte es aber so kalt sein, dass
das Gas nicht ionisiert ist.
Dennoch sind die bisherigen Fortschritte sehr überzeugend.
Zum ersten Mal scheint es möglich zu sein,
das Wachstum vom mikrometergroßen Staubteilchen bis
zum Planeten durchgehend zu erklären.
Als nächstes wollen die Theoretiker die Hochdruckgebiete
in der MRI besser verstehen lernen. So entstehen in
größeren Simulationskästen sehr starke Zonalströmungen
entlang der Rotationsrichtung der Scheibe, zwischen denen
sich langlebige Hochdruckgebiete ausbilden. Ähnliche
Strömungen treten auch in der Sonne und in Plane
ten wie Jupiter auf: Die Bänder in Jupiters At mo sphä -
re sind solche Gebiete mit verschiedenen Ro ta tions geschwin
dig kei ten. Möglicherweise werden Ge steins brocken
in protoplanetaren Scheiben in solchen Zo nal strömungen
eingefangen. Außerdem scheint es denk bar, dass
auch kleinere Partikel zwischen solchen Zo nal strö mungen
konzentriert werden und dort zu einen bis fünf Zentimeter
großen Körnchen anwachsen.
Gleichzeitig versuchen Johansen und Kollegen, mit
ihren Modellrechnungen die Größenverteilung von Plane
tesimalmassen zu bestimmen, ähnlich wie man in der
Sternentstehung die »Initial Mass Function« bestimmt.
Dafür müssen die Simulationen länger laufen.
Filme der Computersimulationen finden sich unter:
www.strw.leidenuniv.nl/~ajohan/research.php
Anders Johansen, Hubert Klahr, Thomas Henning.
In Zusammenarbeit mit:
Princeton University Observatory, Princeton; American
Museum of Natural History, New York;
University of Virginia, Charlottesville;
University of Toronto, Kanada