V Menschen und Ereignisse - Max-Planck-Institut für Astronomie

III.2 Staub im Computer: Numerisches zur Entstehung von Planeten
Teleskope sind das klassische Arbeitsmittel der Astro-
nomen. Doch man kann nicht alle Vorgänge am Himmel
durch Beobachtung alleine verstehen. Wichtige Prozesse,
wie zum Beispiel die Entstehung von Planeten aus
der Zusammenlagerung mikroskopischer Staubkörner,
verschließen sich der direkten Beobachtung. Hier kommen
Computersimulationen ins Spiel, die von ihren
Entwicklern auch gerne »numerische Teleskope« genannt
werden. Am Max-Planck-Institut für Astronomie
in Heidelberg werden eine Vielzahl solcher Werkzeuge
entwickelt und erfolgreich bei der Planung und Interpretation
von Beobachtungen auf dem Gebiet der
Planetenentstehung eingesetzt.
Astronomie am Teleskop und am Computer
Die Untersuchung des Prozesses der Sternentstehung
war einer der Schwerpunkte der astrophysikalischen For-
schung der letzten zwanzig Jahre. Im Fall sehr massereicher
Sterne mit Massen oberhalb von zehn Sonnenmassen
sind noch viele Fragen unbeantwortet. Dies liegt vor
allem an der relativen Seltenheit und der kurzen Dauer
ihrer Entstehung, was ihre Beobachtbarkeit stark einschränkt.
Für die viel häufigeren Sterne mittlerer und
geringer Masse ist inzwischen jedoch ein sehr gutes
Verständnis der wichtigsten Prozesse der Sternentstehung
erreicht worden. Sterne dieses Massenbereiches sind vor
allem deshalb von herausragender Bedeutung, da sich
an ihnen beispielhaft die Entwicklung unseres eigenen
Sonnensystems und damit die Entstehung von Planeten
wie Jupiter, aber auch die unseres Heimatplaneten Erde
studieren lässt.
Astronomie umfasst immer zwei Teilbereiche, welche
Hand in Hand gehen müssen. Einerseits muss der beobachtende
Astronom Sterne und andere kosmische
Objekte in ihren Strahlungserscheinungen vermessen. An-
dererseits muss der theoretische Astrophysiker diese Beobachtungen
mit auf der Erde experimentell bestimmten
Naturgesetzen zu erklären suchen. Schon Mitte des letzten
Jahrhunderts zeigte sich, dass sich beispielsweise die
Entwicklung eines Sterns nicht als Ergebnis einer einfachen
Gleichung niederschreiben lässt. Aufwendige numerische
Simulationen auf den damaligen noch mit Röh-
ren bewaffneten Großrechnern waren notwendig und man
freute sich als man es schaffte, die verschiedenen Ent-
wicklungsstadien von Sternen im Computer mit den Beobachtungen
von echten Sternen in Übereinstimmung zu
bringen. Alles, was wir heute über Masse, Zusammensetzung
und Alter eines Sterns wissen, stammt aus solchen
ausgefeilten numerischen Experimenten.
Die Entdeckung des ersten extrasolaren Planeten bei
einem sonnenähnlichen Stern mit dem Namen 51 Pegasi
im Jahre 1995 war ein echter Schock für die Theoretiker.
Was man damals fand, war ein Gasriese von der Größe
Jupiters auf einer Umlaufbahn näher am Zentralstern,
als Merkur an der Sonne! Hatte man bis dato die Modelle
zur Planetenentstehung an den Gegebenheiten in
unserem Heimatsystem ausgerichtet, so musste man nun
umdenken. Bei uns befinden sich die erdähnlichen Planeten
auf niedrigen Umlaufbahnen, und die Gasriesen
wie Jupiter und Saturn umlaufen die Sonne weit draußen
in großer Entfernung. Dies erschien natürlich, da es wäh-
rend der Planetenentstehung nah an der Sonne stets
wärmer war als weiter außen. Jupiter, welcher fünfmal
so weit von der Sonne entfernt ist wie die Erde, befindet
sich jenseits der sogenannten »Schneegrenze«. Das ist
die Entfernung von der Sonne, ab der das Gas und der
Staub, aus dem die Planeten entstehen, so kalt sind, dass
Moleküle wie zum Beispiel Wasser ausfrieren können,
wodurch sich die zur Verfügung stehende Materialmenge
zur Entstehung von Jupiter beträchtlich erhöht. Die
Beobachtungsfakten, also die kleinen Planeten Venus,
Erde und Mars innen und die weit massereicheren Planeten
Jupiter, Saturn und die Eisplaneten Uranus und
Neptun weit außen, wurden als allgemein gültig angesehen
und waren Grundlage aller Erklärungsversuche von
Kant und Laplace über Weizsäcker und Savronov bis hin
zu den modernen, auf detaillierten Computersimulationen
beruhenden Modellen der letzten Jahre von Pollack und
Boss. In all diesen Modellen geht man davon aus, dass
die junge Sonne einst von einem Gas- und Staubgemisch
umgeben war, welches ähnlich den Saturnringen in einer
flachen Scheibe um den Stern verteilt war. Ausdehnung
und Umlaufgeschwindigkeiten entsprechen dabei dem
heutigen Sonnensystem. Die Modelle unterscheiden sich
lediglich darin, wie die Planeten im Einzelnen aus diesem
Urnebel auskondensierten.
Was nun den meisten Theoretikern seit der Entdeckung
von 51 Pegasi b immense Kopfschmerzen breitet, nämlich
zu erklären, warum es massereiche Gasriesen auf niedrigen
Umlaufbahnen, so genannte »Heiße Jupiter«, geben
kann, war für zumindest einige wenige Forscher eine große
Freude. Hatten sie doch schon in den 80er Jahren eine radiale
Wanderung von jungen Planeten proklamiert. Diese
Wanderung resultiert aus der Wirkung der Schwerkraft
des Planeten auf die Gas- und Staubscheibe sowie auf der
entsprechenden Rückwirkung auf den Planeten. Dieser
Theorie wurde zunächst wenig Beachtung geschenkt, da
man ja in unserem Planetensystem keinerlei Hinweise
auf eine solche Wanderung fand. Unsere Planeten scheinen
sich alle da zu befinden, wo sie auch einst entstan-
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