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

zutage davon aus, dass er das Ausgangsmaterial für
die Entstehung aller Planeten darstellt. In diesem
Zusammenhang spricht man statt von zirkumstellaren
auch oft von »protoplanetaren« Scheiben.
Wie kommt man aber von Staubkörnern mit Radien
von Submikrometergröße zu Planeten mit Durchmessern
von mindestens einigen tausend Kilometern? Man nimmt
an, dass dieser Prozess über drei qualitativ verschiedene
Zwischenphasen verläuft.
In der ersten Phase wachsen aus den mikroskopischen
Staubpartikeln Körper mit Radien im Zentimeterbereich.
Der hierbei dominierende Prozess nennt
sich Koagulation, d.h. das einfache und – entsprechend
den Ergebnissen aus Laborexperimenten – sehr effek-
tive Aneinanderhaften der kleinen Staubpartikel.
Voraussetzung dafür ist, dass die kleinsten Staubpartikel
sich aufgrund der Brownschen Molekularbewegung
relativ zueinander bewegen. Die Haftung wird bei
diesen kleinen Partikeln durch Oberflächenkräfte erzeugt
und benötigt keinen speziellen Klebstoff. Weitere
wichtige physikalische Prozesse während dieser Wachstumsphase
sind das Absinken der größeren Partikel zur
Scheibenmittelebene (»Sedimentation«), radiale Transportprozesse
(Drift- und Mischungsprozesse) sowie
Turbulenz in der Scheibe. Diese gesamte Phase verläuft
wahrscheinlich sehr schnell: in nur zehn- bis hunderttausend
Jahren.
Das weitere Wachstum hin zu kilometergroßen Körpern
über ähnlich einfache Koagulation ist unwahrscheinlich.
Weder experimentelle Daten noch theoretische
Modelle können derzeit dieses Wachstum schlüssig
erklären. Weder ist bekannt wie zwei faustgroße Steine
aneinander haften sollen, noch wissen wir, inwieweit
sich metergroße Felsen bei einer Kollision nicht wieder
in Staub auflösen. Als theoretische und computergestützte
Alternative bietet sich ein Gravitationskollaps
an. Ähnlich wie einst der Stern aus einer Molekülwolke
entstand, können die kilometergroßen, Planetesimale
genannten Brocken auch bei einem Gravitationskollaps
einer Wolke aus metergroßen Felsen entstehen. Die entsprechenden
Computersimulationen sind Gegenstand der
aktuellen Forschung, auch am MPIA.
Eine zweite Wachstumsphase beginnt, sobald sich Planetesimale
von 1 bis 10 km Größe gebildet haben. Die
größten dieser Körper können über gravitative Wech-
selwirkung kleinere aufsammeln. Diese Phase ist durch
ein schnelles Wachstum einiger weniger großer Körper
geprägt und wird daher auch als »oligarchisches« Wachs-
tum bezeichnet. Man vermutet, dass nach einigen Millionen
Jahren terrestrische Planeten oder die Kerne späterer
Riesenplaneten entstanden sind. Auf letztere wird
im Laufe der dritten und damit abschließenden Phase
Gas aus der Scheibe akkretiert – und die Gasriesen sind
geboren.
Sowohl die Entstehung der Planetenkerne als auch die
Akkretion des Gases kann seit langem im Computer abgebildet
werden. Ein großes Problem stellen jedoch die
III.2 Staub im Computer: Numerisches zur Entstehung von Planeten 53
Zeitskalen dar, welche der Computer für diese Prozesse
vorhersagt. Unter günstigen Voraussetzungen dauert jeder
einzelne Prozess wohl zehn Millionen Jahre, was bei
einer aus Beobachtungen geschätzten Lebenserwartung
der Protoplanetaren Scheiben von weniger als zehn
Millionen Jahren als zu lang erscheinen muss. So versucht
man immer detailliertere Modelle in den Computer
zu stecken, mit immer mehr relevanten physikalischen
Effekten, die den Planetenentstehungsprozess beschleunigen.
Es sei noch erwähnt, dass in einem alternativen
Entstehungsszenarium die Gasplaneten, ähnlich wie zuvor
der Stern im Zentrum, direkt aus der Gasphase des
Urnebels durch Gravitationskollaps in kürzester Zeit ent-
stehen. Doch haben auch hier die numerischen Simulationen
kein eindeutiges Ergebnis erbracht.
... und wird dabei beobachtet!
So weit die theoretischen Vorhersagen. Welche Möglichkeiten
haben wir, neben Laborexperimenten für das
Wachstum kleinster Partikel, dieses Bild zu überprüfen?
Zum einen kann man simulieren, wie sich die optischen
Eigenschaften des Staubes während seiner Entwicklung
verändern und gezielt nach diesem größeren Staub suchen.
Zum anderen kann man sich überlegen, inwiefern
bereits gebildete Planeten auf die zirkumstellare Scheibe
rückwirken und dadurch – gegebenenfalls indirekt – nachgewiesen
werden können. Auf die zweite Frage werden
wir im vorletzten Abschnitt gesondert eingehen.
Wodurch kann man nun kleinen Staub, d.h. submikrometergroße
Körner, von Staub mit 100- bis 1000-fach
größeren Radien unterscheiden? Hierzu gibt es mehre-
re Ansätze, die wir kurz vorstellen wollen:
Die spektrale Energieverteilung im (Sub-) Millimeterbereich
Da es nur wenige Bilder räumlich aufgelöster zirkumstellarer
Scheiben gibt, kommt der Interpretation der spek-
tralen Energieverteilung eine besondere Rolle zu (Abb.
III.2.1). Dummerweise gibt es selbst bei einfachen Schei-
benmodellen so viele freie Parameter, dass sich ein ein-
deutiges Modell nur schwer finden lässt, und damit de-
taillierte Aussagen bis hin zu den Eigenschaften des Stau-
bes in den Scheiben mit Vorsicht zu genießen sind. Ins-
besondere wurde festgestellt, dass die spektrale Energie-
verteilung vieler zirkumstellarer Scheiben bei Wellenlängen
größer als 400 Mikrometer schwächer abfällt, als
die in interstellaren Wolken gemessene. Man war in der
Vergangenheit schnell versucht, dies durch einen verringerten
Emissionsexponenten infolge Staubkornwachstums
zu erklären. Allerdings ist dieser Ansatz nur gerechtfertigt,
wenn die Scheibe in diesem Wellenlängenbereich
optisch dünn ist. Ist dies nicht der Fall, so würde allein
die zu größeren Wellenlängen hin zunehmende sichtbare
Staubmasse den verringerten Abfall der spektralen
Energieverteilung erklären.