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

52 III. Wissenschaftliche Arbeiten
den sind. Seit der Entdeckung vieler solcher heißen
Jupiter ist die Anzahl der Publikationen zum Thema Planetenwanderung
exponentiell angestiegen. Waren dies
früher Arbeiten mit einfachen analytischen Modellen,
so werden heutzutage Höchstleistungsrechner mit hoch
aufgelösten dreidimensionalen Modellen beschäftigt, die
alle Effekte von der Gasdynamik der planetaren Scheibe
über die Ausbreitung der Strahlung im Staubplasma bis
hin zum Einfluss von Magnetfeldern zu berücksichtigen
suchen. Am MPIA sind auf diesem Gebiet in den letzen
Jahren entscheidende Arbeiten entstanden, auf die wir im
Folgenden noch zurückkommen werden. Doch zunächst
zurück zur Beobachtung.
Planetenentstehung ist Teil der Sternentstehung
Im Gegensatz zu früheren Forschungsansätzen auf dem
Gebiet der Planetenentstehung kann man heute, und gerade
am MPIA, auf den Kenntnissen aufbauen, die im Rahmen
der Sternentstehungsforschung gesammelt wurden. Auch
kann man die Beobachtungsverfahren übernehmen, denn
genauso wie vorher die Studien zur Sternentstehung,
profitieren die Untersuchungen zur Planetenentstehung
von der enormen Entwicklung im Bereich der Infrarotbeobachtungstechnik
seit den 80er Jahren.
Warum? Die Antwort liegt in der Natur des Verbindungsgliedes
zwischen der Stern- und der Planetenentstehung
– der zirkumstellaren Scheibe. Dies ist die
Gas- und Staubscheibe, welche sich in Folge der
Drehimpulserhaltung beim Einfall der Materie aus
der Muttermolekülwolke um den jungen Protostern
ausbildet. Diese Scheiben weisen nach unseren
Beobachtungen typischerweise einen Durchmesser von
wenigen hundert Astronomischen Einheiten und eine
Masse von typischerweise 1 / 100 der Sternmasse auf.
(Eine Astronomische Einheit ist definiert als die mittlere
Entfernung der Erde von der Sonne.) Obwohl der
Staub – es handelt sich hierbei um ursprünglich submikrometergroße
Partikel – nur etwa 1 / 100 der gesamten,
vom Gas dominierten Scheibenmasse ausmacht, so ist
er doch wegen seiner optischen Eigenschaften für die
Beobachtbarkeit der Scheibenstruktur besonders wichtig.
Das Gas allein ist weitestgehend durchsichtig. Was
man beobachtet, ist also hauptsächlich der Staub. Zum
einen erlaubt uns die am Staub gestreute Sternstrahlung
die äußere Gestalt der Scheiben zu beobachten. Zum
anderen lässt die Wärmestrahlung des Staubes Aussagen
über die innere Struktur der Scheiben zu. Entsprechend
der Staubtemperaturen von bis zu 1500 Kelvin am
Innenrand der Scheibe, also nahe am Stern, bis hin zum
kalten Staub in den äußeren Regionen, kann man die
vom Staub emittierte Strahlung vom nahen Infrarot bis
in den Millimeterwellenlängenbereich untersuchen.
Die Absorptions- und Emissionseigenschaften eines
einzelnen Staubkorns lassen sich experimentell
in Abhängigkeit von seiner chemischen und struktu-
rellen Zusammensetzung sowie seiner Größe bestimmen.
Die Bestimmung der kombinierten Eigenschaften
all der unzähligen Staubkörner unterschiedlicher
Zusammensetzung und Größe, welche die protoplanetare
Scheibe bilden, benötigt nun jedoch den Einsatz
komplizierter Berechnungen mit leistungsfähigen
Computern. Am MPIA stehen eine Reihe dieser numerischen
Werkzeuge zur Verfügung, wie zum Beispiel
das dreidimensionale Strahlungstransportprogramm von
Sebastian Wolf. Es handelt sich um ein Programm
nach dem so genannten Monte-Carlo-Verfahren. Das
bedeutet nicht, dass man zur erfolgreichen Bedienung
des Programms besonders viel Glück benötigt, sondern
dass ein Zufallselement zur Erreichung statistisch guter
Ergebnisse in den Algorithmus einbezogen wurde.
Die Funktionsweise des Programms ist recht anschaulich.
Wie bei »echten« Sternen werden die Photonen von
der Sternoberfläche aus in zufällig ausgewählte Richtungen
in die umgebende zirkumstellare Scheibe ausgesandt.
Dort können die Photonen an den Staubkörnern gestreut,
aber auch von ihnen absorbiert werden, wodurch
sich die Scheibe erwärmt – genau wie in der Realität.
Nach mehr oder weniger komplizierten Pfaden durch
die Scheibe können die Photonen das Stern-Scheibe-
System verlassen und mit im Computer nachgebildeten
Teleskopen beobachtet werden. Simulationen mit
Millionen oder gar Milliarden solcher Photonen erlauben
es dann, Bilder zu erstellen und andere Beobach-
tungsgrößen abzuleiten. Je nachdem, welches Teleskop
man nun in den Rechner steckt, lassen sich Bilder erzeugen,
wie sie das Weltraumteleskop HUBBLE sehen
würde, oder spektrale Energieverteilungen, wie sie
die am MPIA mitentwickelten Satelliten ISO oder das
Weltraumteleskop SPITZER messen könnten. Neben der
Interpretation von bereits vorliegenden Beobachtungen
erlaubt es das Teleskop im Computer auch Beobachtungen
mit zukünftigen Geräten zu planen, sei es das im
Bau befindliche (Sub)millimeter-Interferometer ALMA
(Atacama Large Millimeter Array) oder das zukünftige
100-m-Großteleskop OWL (OverWhelmingly Large
Telescope).
Im Computer lassen sich nun die Staubeigenschaften
ändern und damit die Auswirkungen auf die Beobach-
tung studieren. Im Umkehrschluss kann man danach an
Hand von Beobachtungsdaten ablesen, wie sich die Staub-
eigenschaften von einer beobachteten zirkumstellaren
Scheibe zur nächsten ändern. Ähnlich wie eingangs im
Fall der Sternentwicklung, hoffen wir auf diese Weise
etwas über die Entwicklung zirkumstellarer Scheiben zu
Planetensystemen zu lernen.
Staub wächst zu Planeten...
Der Staub in zirkumstellaren Scheiben hat noch eine
wesentlich wichtigere Bedeutung als nur für die Beobachtbarkeit
der Scheiben zu sorgen: Man geht heut-