W. Kley: Planetenentstehung (WS 2010/11)
W. Kley: Planetenentstehung (WS 2010/11)
W. Kley: Planetenentstehung (WS 2010/11)
Sie wollen auch ein ePaper? Erhöhen Sie die Reichweite Ihrer Titel.
YUMPU macht aus Druck-PDFs automatisch weboptimierte ePaper, die Google liebt.
6.4.2 Gravitationsinstabilität Kühlung/Heizung I<br />
Lokale Instabilität (Fragmentation) wird bestimmt durch Heizung und Kühlung<br />
der Scheibe.<br />
Überwiegt Kühlung ⇒ Instabilität, Überwiegt Heizung ⇒ Stabilität<br />
Heizprozesse:<br />
- interne Stoßwellen (Spiralarme, Shockdissipation)<br />
- Viskosität (α-Scheiben, visk. Dissipation)<br />
- externe Heizung (durch nahe Sterne, wichtig in Außenbereichen)<br />
Kühlprozesse:<br />
- Zustandsgleichung<br />
lokal isotherm (≡ starke Kühlung): Gas kann sich (z.B. bei Kompression) nicht aufheizen<br />
oft lokal isotherm für geringe Dichten, dann adiabatisch oberhalb ρcrit (Sternentstehung)<br />
- einfache Kühlgesetze (Def. durch Kühlrate Λcool = ɛ/tcool)<br />
tcoolΩ = const. (fester Bruchteil der Rotationsperiode)<br />
tcool = const. (fester Wert)<br />
- Strahlungskühlung (an Scheibenoberfläche)<br />
mit Opazität κR ∝ ZT β (κR durch Staubteilchen verursacht, Z: Metall-Hfgkt.)<br />
(hier optisch dick: T 4<br />
eff<br />
tcool � etherm<br />
2σT 4 eff<br />
4<br />
= Tmid /τ mit τ ∼ ΣκR)<br />
∝ T/T 4<br />
eff ∝ T −3+β Z<br />
typisch: −3 < β < 3, d.h. tcool wächst mit sinkendem T<br />
W. <strong>Kley</strong>: <strong>Planetenentstehung</strong> (<strong>WS</strong> <strong>2010</strong>/<strong>11</strong>) 47
Change language