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PLANET/436: Planetenbildung im Labor (Sterne und Weltraum)


Sterne und Weltraum 6/11 - Juni 2011
Zeitschrift für Astronomie

Planetenbildung im Labor
Experimente mit mikroskopischen Staubteilchen und das Wachstum junger Planeten

Von Carsten Güttler und Jürgen Blum


Um die Anfänge der Planetenbildung zu verstehen, beobachten Forscher in Laborexperimenten das Zusammenwachsen mikrometergroßer, untereinander kollidierender Staubkörner zu größeren Agglomeraten. Die Ergebnisse solcher Versuche fließen in numerische Modelle ein, die das Wachstum von Planeten in den Gas- und Staubscheiben um junge Sterne beschreiben.


In Kürze
Planeten entstehen in den dicken Scheiben aus Gas- und Staubteilchen, in die ihre jungen Zentralsterne eingebettet sind.
In Laborexperimenten erkunden Forscher, wie die winzigen Staubteilchen zu immer größeren Gebilden zusammenwachsen. Das Entstehen zentimetergroßer Körper lässt sich bereits nachvollziehen.
Die Labordaten fließen in numerische Simulationen ein, die auch die Wechselwirkung der Festkörper mit dem Gas in der Scheibe berücksichtigen. So entsteht ein immer realistischeres Bild des Planetenwachstums.

Ein faszinierendes Thema der aktuellen Forschung ist die Frage nach der Entstehung der Planeten unseres Sonnensystems: Wie bildeten sich die Erde, die anderen inneren Planeten mit fester Oberfläche, die Gasriesen Jupiter und Saturn? Ebenso stellen wir uns die Frage, wie sich die extrasolaren Planeten formten - also die Begleiter anderer Sterne, von denen wir seit 1995 wissen, dass es sie wirklich gibt - und wie sie heute noch entstehen.

Selbst mit den leistungsfähigsten Teleskopen können wir nur eine grobe Vorstellung von dem erhaschen, wie sich Planeten bilden. Sie formen sich gemeinsam mit ihren Zentralsternen aus großen Molekülwolken in aktiven Sternentstehungsgebieten. Die Molekülwolken sind kühle Gebilde aus Gas und Staub, die wegen ihrer eigenen Schwerkraft in zahlreiche kleinere Einheiten zerfallen. Diese Fragmente können unter dem eigenen Gewicht in sich zusammenstürzen; dann bilden sich in ihren Zentren schließlich Verdichtungen (die späteren Sterne), die - infolge der Erhaltung des in der ursprünglichen Molekülwolke steckenden Drehimpulses - von rotierenden Scheiben aus Gas und Staub umgeben sind.

Da in diesen zirkumstellaren Scheiben die zukünftigen Planeten der neuen Zentralsterne entstehen, werden sie auch protoplanetare Scheiben genannt. Ihrer geringen Temperatur entsprechend strahlen sie im infraroten Bereich des elektromagnetischen Spektrums. Im sichtbaren Licht sind sie nur dann zu sehen, wenn sie sich vor einem helleren Hintergrund befinden. Denn dann schirmen die in den Scheiben enthaltenen mikrometergroßen Staubteilchen das im Hintergrund ausgesandte Licht ab. Der Massenanteil der Staubteilchen beträgt zwar nur etwa ein Prozent, die Absorption ist aber sehr effektiv. Deshalb können wir in diesen Fällen die Scheiben sozusagen als Schatten wahrnehmen (siehe Bilder). Möchten wir allerdings ins Innere der Scheiben blicken, so müssen wir ihre Eigenstrahlung bei größeren Wellenlängen, vom Infrarot- bis in den Radiobereich hinein, beobachten.

Für die Bildung der Planeten aus dem Staub und Gas in den Scheiben spielen mikroskopische Prozesse, die wir in den Objekten selbst natürlich nicht direkt beobachten können, eine entscheidende Rolle. Deshalb führen wir zunächst Laborexperimente durch, um das mikroskopische Verhalten der Staubteilchen zu verstehen. Die Ergebnisse dieser Experimente werden dann in numerische Modellrechnungen eingespeist, welche die Entwicklung der Gas- und Staubkomponente der Scheiben in möglichst konsistenter Weise beschreiben. Ein Verständnis der Planetenbildung ist dann erreicht, wenn diese Modellrechnungen die beobachteten makroskopischen Eigenschaften der Scheiben und deren Entwicklung zu jungen Planetensystemen erklären können. Die Simulationen behandeln unter anderem Probleme wie das dynamische Zusammenspiel von Staub und Gas, Druck- und Temperaturverteilung in den Scheiben oder die Eigenschwerkraft des Gases und der darin heranwachsenden Festkörper.

Und was passiert, wenn die in das Gas eingebetteten Staubteilchen im Inneren der Scheiben miteinander kollidieren? Diese Prozesse wollen wir mit Hilfe unserer Laborexperimente möglichst exakt verstehen. Letztlich könnten ja genau aus diesen Stößen - wenn sie denn zur Haftung der Stoßpartner und damit zum Wachstum der Staubteilchen führen - immer größere Körper und vielleicht sogar Planeten entstehen.


Frühe Laborexperimente

Seit fast zwei Jahrzehnten führen Wissenschaftler in Deutschland solche Experimente durch. Gegenwärtig geschieht dies an den Universitäten Braunschweig und Duisburg-Essen. Die wesentlichen Fragen ähneln sich dabei immer: Was passiert, wenn zwei Staubkörner oder zwei Staubaggregate - also bereits aus vielen Staubkörnern zusammengewachsene Gebilde - mit einer gewissen Geschwindigkeit zusammenstoßen? Haften sie aneinander? Zerbrechen sie? Oder passiert etwas anderes, zuvor gänzlich Unerwartetes?

Die Bedingungen, unter denen diese Versuche durchgeführt werden, müssen denen in protoplanetaren Scheiben möglichst ähnlich sein. So werden die Stöße im Labor bei geringem Luftdruck untersucht, da der Gasdruck in protoplanetaren Scheiben sehr niedrig ist. Auch die in den Experimenten untersuchten Staubteilchen sollen denen, die wir im frühen Sonnensystem vermuten, möglichst gleichen. So verwenden wir mikrometergroße Staubkörner, bestehend aus Materialien wie Quarz (SiO2), Siliziumkarbid (SiC), Kohlenstoff oder Eisen und auch aus Wassereis.

Eine weitere, entscheidende Bedingung ist die Schwerkraft. In einer protoplanetaren Scheibe rotiert der Staub zusammen mit dem Gas schwerelos um den jungen Stern; die Stoßgeschwindigkeiten kollidierender Staubteilchen, die durch kleine Störungen in der Gaskomponente hervorgerufen werden, sind mitunter sehr gering - sie können in der Größenordnung von einem Zentimeter pro Sekunde liegen. Um im Experiment derart kleine Stoßgeschwindigkeiten zu erreichen, führen wir neben »normalen« Laborarbeiten auch Versuche in Schwerelosigkeitslaboratorien durch, etwa dem Bremer Fallturm, auf Parabelflügen in Flugzeugen und Höhenforschungsraketen, auf dem Spaceshuttle und künftig auf der Internationalen Raumstation (ISS).

Frühe Versuche in der Schwerelosigkeit beschrieben wir bereits in dieser Zeitschrift (siehe SuW 4-5/2001, S. 342-348). Dabei beobachteten wir eine kleine Wolke von mikrometergroßen Staubteilchen, die in einer dünnen Atmosphäre schweben. In diesem System führt die brownsche Bewegung der Gaskomponente zu einer Störung: Die einzelnen Moleküle bewegen sich entsprechend ihrer Temperatur scheinbar regellos durcheinander. Infolge ihrer Wechselwirkung mit den Staubteilchen bewegen sich auch diese ungeordnet, und es kommt zwischen ihnen zu Kollisionen. Wenn zwei Staubpartikel mit Relativgeschwindigkeiten von wenigen Millimetern pro Sekunde aufeinanderstoßen, bleiben sie auf Grund von elektrostatischen Oberflächenkräften, den van-der-Waals-Kräften, aneinander haften. Aus der Alltagserfahrung ist dieses Verhalten gewöhnlich nicht bekannt, da es eine Besonderheit der sehr kleinen Teilchen ist. Wir nennen es Hit-and-stick-Wachstum, weil tatsächlich jeder Kontakt (hit) zwischen zwei Teilchen zur sofortigen Haftung (stick) führt.

So entstehen nach mehreren Stößen größere, offene Strukturen: Aus Einzelteilchen werden Pärchen, aus diesen werden Viererketten, und so geht es zunächst weiter. Das Bild oben zeigt ein solches »fraktales« Teilchen, das in einem Laborexperiment aus mikrometergroßen Silikatkügelchen entstanden ist. Wenn die Teilchen größer werden, verlieren sie durch Restrukturierungsprozesse diese offene, fraktale Struktur, wobei sie aber weiterhin hochgradig porös bleiben, also Hohlräume aufweisen. Bei dem abgebildeten Teilchen kann man sich vorstellen, dass eines seiner Ärmchen auf Grund der großen Hebelwirkung wie ein Scharnier umknickt, wenn es mit einem ähnlichen Teilchen zusammenstößt. Diese Restrukturierung im Stoß lässt sich sowohl in Laborexperimenten als auch in Computersimulationen beobachten.


Versuche mit größeren Teilchen

Mittlerweile haben wir unsere Experimente systematisch erweitert: Nach den früheren Versuchen mit kleinen, fraktalen Teilchen ist heute das Verständnis von größeren, millimeter- bis zentimetergroßen, porösen Teilchen wichtig. Dazu nutzen wir weiterhin die oben beschriebenen Einrichtungen wie den Bremer Fallturm oder Parabelflüge, jedoch mussten wir insbesondere auch die experimentellen Techniken weiter entwickeln.

Während mikrometergroße Teilchen sich noch durch das dünne umgebende Gas beeinflussen lassen, fallen größere Teilchen im Schwerefeld viel schneller zu Boden. In schwerelosen Parabelflügen beschleunigten wir daher beispielsweise zwei Teilchen mit einem sanften Schubs und beobachteten den langsamen Zusammenstoß mit einer Hochgeschwindigkeitskamera.

Auch in einem neuartigen Laboraufbau können wir sehr kleine Stoßgeschwindigkeiten zwischen großen, hochporösen Teilchen erreichen: Am oberen Ende einer anderthalb Meter hohen Vakuum-Glasröhre platzieren wir zwei zentimetergroße Staubaggregate mit kleinem Abstand übereinander und lassen sie dann fallen (siehe die Bilder). Wenn dabei das untere Teilchen einen kurzen Moment nach dem oberen freigegeben wird, fallen zwar beide Gebilde nach unten, haben aber eine geringe Relativgeschwindigkeit zueinander und stoßen noch im freien Fall zusammen - ein echtes Experiment in der Schwerelosigkeit! Die Kollision wird von zwei Hochgeschwindigkeitskameras beobachtet, die gleichzeitig mit den Teilchen herunterfallen.

Mit Techniken wie diesen haben wir eine Vielzahl von Experimenten durchgeführt, deren Ergebnisse im Kasten »Vielfalt der Kollisionen« auf den beiden folgenden Seiten beispielhaft beschrieben und illustriert sind. In groben Zügen zeigen diese Experimente, dass millimetergroße Staubaggregate zwar aneinander haften können, dies aber nur bei den allerkleinsten Stoßgeschwindigkeiten passiert.

Kollisionen, die zum Abprallen oder zur Fragmentation der Teilchen führen, beobachten wir häufiger, allein weil diese bei höheren Geschwindigkeiten stattfinden und sich deshalb technisch viel einfacher durchführen lassen.

Besonders interessant sind solche Kollisionen, deren Resultat auf den ersten Blick nicht so eindeutig ist. Zum Beispiel kann es vorkommen, dass bei einem Zusammenstoß zwischen zwei Teilchen unterschiedlicher Größe und Beschaffenheit der eine Partner zerstört wird, während der andere nicht nur intakt bleibt, sondern sogar noch wächst. Im Einzelfall hängt das Ergebnis sehr empfindlich von den aktuellen Werten der Stoßparameter - Geschwindigkeit, Masse und Porosität - der beteiligten Teilchen ab.


Vielfalt der Kollisionen

Das Ausgangsmaterial unserer Laborexperimente besteht aus mikrometergroßen runden oder irregulären Staubteilchen (Sequenz 1, die beiden linken Bilder). Durch Stöße bei geringen Geschwindigkeiten haften die Silikatkörnchen zunächst sehr gut aneinander, und aus vielen einzelnen Partikeln entstehen zentimetergroße Aggregate mit einer Porosität von bis zu 93 Prozent. Mit diesen führen wir weitere Stoßexperimente durch (Sequenz 1, die beiden rechten Bilder).

Bei Experimenten unter Schwerelosigkeit im Bremer Fallturm konnten wir beobachten, wie bei sehr kleinen Relativgeschwindigkeiten der Teilchen von neun Millimetern pro Sekunde zwei millimetergroße Partikel aneinander haften bleiben und sich dann um ihren gemeinsamen Schwerpunkt drehen (Sequenz 2).

Die Laborexperimente zeigten aber auch, dass sich das Wachstum nicht beliebig lange fortsetzt. Wenn zwei etwa millimetergroße, poröse Staubaggregate in der Schwerelosigkeit miteinander kollidieren, so haften sie bei mittleren und selbst bei sehr kleinen Geschwindigkeiten nicht aneinander, sondern prallen voneinander ab: Das konnten wir auf einem Parabelflug beobachten, hier betrug die Stoßgeschwindigkeit 40 Zentimeter pro Sekunde (Sequenz 3). Der genaue Wert der Grenzgeschwindigkeit, die zwischen Haften und Nichthaften entscheidet, ist bisher nur für die kleinsten Partikel bekannt und Gegenstand aktueller Forschung.

Ähnliche Experimente können wir seit Kurzem auch im Labor durchführen, indem wir zwei Teilchen in der auf S. 29 beschriebenen Vakuum-Glasröhre fallen lassen. Sie erhalten beim Loslassen eine Relativgeschwindigkeit, stoßen im freien Fall zusammen und werden von zwei mitfallenden Hochgeschwindigkeitskameras gefilmt. Auch Stöße zwischen zwei zentimetergroßen, kompakten Teilchen führen hier zum Abprallen (Sequenz 4).

Ist die Stoßgeschwindigkeit dagegen groß, zum Beispiel größer als einen Meter pro Sekunde, so beobachten wir, dass zwei kollidierende Partikel zerstört werden, indem sie in viele kleinere Einzelbruchstücke zerfallen. Sequenz 5 zeigt drei einzelne Bildfolgen solcher Stöße bei verschiedenen Geschwindigkeiten: Je größer die Stoßgeschwindigkeit ist, desto kleinere Fragmente entstehen beim Stoß.

Wenn allerdings eines der beteiligten Teilchen so stabil ist, dass es nicht zerbricht, kann es auch Masse gewinnen: Sequenz 6 zeigt, wie ein 1,5 Millimeter großes Partikel gegen eine feste Glasplatte stößt, die hier ein größeres, stabiles Teilchen repräsentiert. Das kleine Partikel wird nahezu vollständig zerstört, aber ein kleiner Teil bleibt an der Glasplatte haften (letztes Bild der Sequenz). Die Masse des größeren Teilchens würde also anwachsen - sofern es denn den Stoß heil überstünde.

Unter besonderen Bedingungen können auch unerwartete Effekte auftreten (siehe Sequenz 7). Wenn ein Aggregat wesentlich größer als das andere und zudem hochporös ist, so kann das kleinere Teilchen in das größere eindringen - wie zum Beispiel ein Stein in weichen Schnee. Ist der Eintrittswinkel zur Oberfläche hinreichend flach, so prallt das kleinere Partikel nach dem Stoß wieder ab und trägt sogar einen Teil der Masse des größeren mit sich, wie die letzte Aufnahme in Sequenz 7 zeigt.

(Abbildungen der Originalpublikation im Schattenblick nicht veröffentlicht.)


Ein neues Modell für die Stoßprozesse

Angesichts der Vielfalt der mit den Kollisionsversuchen erzielten Ergebnisse ist es schwer zu beurteilen, in welcher Weise die experimentell untersuchten Stöße zur Planetenentstehung beitragen können. Welche Konsequenzen ergeben sich aus den vielen angesammelten Labordaten? Und wie lassen sich diese Erkenntnisse auf die in protoplanetaren Scheiben ablaufenden Prozesse übertragen? Um eindeutige und verlässliche Aussagen treffen zu können, bewerteten wir 19 grundsätzlich verschiedene Versuche nach einheitlichen Kriterien und beurteilten zunächst qualitativ, was das mögliche Resultat einer Kollision zwischen zwei Staubteilchen sein kann.

Um zu einer brauchbaren Klassifikation der Zusammenstöße zu gelangen, ist zunächst zwischen gleich großen und unterschiedlich großen Stoßpartnern zu unterscheiden. Außerdem zeigen die Labordaten, dass die Porosität der Teilchen eine wichtige Rolle spielt. Zum Beispiel kann ein kleineres Teilchen selbstverständlich nur dann in ein größeres eindringen, wenn das größere weich genug ist, um dies zuzulassen.

Schließlich haben wir die untersuchten Kollisionen neun verschiedenen Szenarien zugeordnet (siehe Kasten »Systematik der Kollisionen« auf S. 32). Die Ergebnisse der neun Szenarien teilen sich grob in Haftung (S für Sticking), Abprallen (B für Bouncing) und Fragmentation (F) ein, wobei sich noch verschiedene Untertypen unterscheiden lassen. Jeder einzelne Untertyp wird schließlich durch empirische Formeln beschrieben, deren Anwendung in den numerischen Modellen der Entwicklung protoplanetarer Scheiben Aussagen über die Resultate der einzelnen Kollisionen liefert. Daraus ergeben sich beispielsweise Aussagen zu Massentransfer, Kompaktierung oder Größenverteilung der Fragmente.

Um diese Ergebnisse in den Modellrechnungen zur Planetenbildung verwenden zu können, müssen wir für jeden Satz von fünf Parametern, welche die Kollisionen zweier Teilchen beschreiben (zwei Massen, zwei Porositäten und die Stoßgeschwindigkeit) eine klare Aussage darüber treffen, was das Ergebnis des betreffenden Zusammenstoßes ist. Wir wollen also für möglichst viele Kombinationen der Werte dieser fünf Parameter wissen, ob die Kollision zum Beispiel zum Abprallen führt (B1), und wie sich die Porosität der beiden Teilchen dabei verändert. Um dies zu erreichen, haben wir die Resultate der erwähnten 19 Experimente durch empirische Formeln beschrieben - dabei wagten wir auch die am besten geeigneten Inter- und Extrapolationen, um den gesamten Parameterraum möglichst vollständig abdecken zu können.

Der wichtigste der fünf Parameter ist erfahrungsgemäß die Stoßgeschwindigkeit, und auch die Masse der beiden Teilchen (Stichwort »Stoßenergie«) ist sicherlich von großer Bedeutung. Mit Hilfe der oben erwähnten Formeln erstellen wir ähnliche Diagramme wie das in oben stehender Grafik gezeigte, aus denen wir ablesen können, bei welchen Parameterwerten welche der in nebenstehendem Kasten aufgeführten Stoßtypen auftreten. In dieses Diagramm gehen die Porosität und die Größe (beziehungsweise die Masse) des schwereren Stoßpartners zunächst nicht ein.

Um die Komplexität des Modells vollständig zu erfassen, erstellen wir viele Diagramme wie das oben gezeigte. Sie gelten dann für verschiedene Größen und Porositäten, sehen aber alle zumindest ähnlich aus. Für kleine Massen und Stoßgeschwindigkeiten beobachten wir Haftung, bei großen Stoßgeschwindigkeiten tritt Fragmentation auf, und dazwischen prallen die beiden Stoßpartner einfach voneinander ab.

Hier haben wir bereits eine große Hürde bezwungen und die komplexe Vielfalt der Laborergebnisse in eine einheitliche Form gebracht, die auch ein Computer verstehen kann. Der nächste Schritt ist nun, auf dieser Grundlage das Wachstum der Staubteilchen in einer protoplanetaren Scheibe im Computer zu simulieren - und genau das tun unsere Kollegen am Heidelberger Max-Planck-Institut für Astronomie.


Systematik der Kollisionen

Im Folgenden werden die Ergebnisse der im Artikel beschriebenen Stoßexperimente schematisch in neun Typen zusammengefasst und kurz charakterisiert. Die Stöße können zur Haftung (S wie Sticking), zum Abprallen (B wie Bouncing) oder zur Fragmentation (F) führen. Dabei sind die Fälle gleich großer und verschieden großer Stoßpartner zu unterscheiden.

S1: Diesen Typ bezeichnen wir als Hit-and-stick-Wachstum. Wenn die Energie der Kollision hinreichend klein ist, haften zwei Staubteilchen oder Staubaggregate genau an der Stelle aneinander, an der sie sich das erste Mal berühren, und es entstehen fraktale Teilchen, wie das auf S. 28 gezeigte.

S2: Selbst bei einer Stoßenergie oberhalb der beschriebenen Grenze wurde in einigen Laborexperimenten Haftung beobachtet (Sequenz 2 auf S. 30. Wir erklären dieses Verhalten dadurch, dass die Kontaktzone der weichen Staubaggregate leicht geknautscht wird, so dass nicht der allererste Kontakt zur Haftung führt, sondern viele Staubkörnchen aneinanderkleben und sich dadurch die Haftkraft verstärkt.

S3: Dieser Typ entspricht in etwa der auf S. 31 gezeigten Sequenz 7. Wenn die Geschwindigkeit hinreichend hoch ist, so dringt das kleinere Teilchen tief genug in das größere ein und kommt danach nicht wieder heraus. Hierfür ist es wichtig, dass das größere Teilchen weich genug ist.

S4: Hier beobachteten wir eine Kollision unter sehr speziellen Bedingungen. Ähnlich wie ein gegen eine Wand geworfener Schneeball, hinterlässt auch ein weiches Staubaggregat einen Abdruck auf einem großen, harten Teilchen (Sequenz 6 auf S. 31). Das kleine Teilchen wird weit gehend zerstört, aber das größere kann dadurch wachsen, weshalb wir den Vorgang auch unter »S« einordnen. Eine Bedingung dafür ist natürlich, dass das größere Teilchen hinreichend groß und stabil ist, um auf keinen Fall durch den Stoß ebenfalls zu zerbrechen.

B1: Besonders interessant ist das Abprallen zweier Staubaggregate, das in bisherigen theoretischen Arbeiten größtenteils ignoriert, im Labor hingegen immer wieder beobachtet wurde (zum Beispiel in den Sequenzen 3 und 4 auf S. 30-31. Hier maßen wir im Labor bei vielen Stößen die Kompaktierung - sie kann bei gleichbleibender Masse zur Halbierung des Teilchenvolumens führen. Dieser Effekt hat einen großen Einfluss auf die Wechselwirkung des Teilchens mit den Gasmolekülen, und das wiederum wirkt sich auf die Geschwindigkeit bei weiteren Stößen mit anderen Teilchen aus.

B2: Der Prozess des Abprallens mit Massenübertrag ist, ähnlich wie S3, mit dem Eindringen des kleinen in den größeren Stoßpartner verbunden. Hier kommt es jedoch nicht zur Haftung, sondern das kleine Teilchen prallt ab und nimmt einen Teil der Masse des großen Teilchens mit (siehe Sequenz 7 auf S. 31).

F1, F2, F3: Die verschiedenen Typen der Fragmentation führen erst einmal nicht zum Heranwachsen größerer Körper, sondern zu deren Zerstörung. Unter passenden Umständen könnten sie aber vielleicht wichtig oder gar hilfreich für das Wachstum der Teilchen werden, zum Beispiel indem sie deren Größenverteilung in der Scheibe aufweiten. Vielleicht ist es ja in irgendeiner Weise entscheidend, ob eben nicht alle Partikel zu einer Zeit mehr oder weniger gleich groß sind. Es ist daher wichtig, auch diese Prozesse in die Betrachtung einzubeziehen, um das gesamte Modell möglichst realistisch zu gestalten.

(Abbildungen der Originalpublikation im Schattenblick nicht veröffentlicht.)


Verbesserte Simulationsrechnungen

In den numerischen Simulationen beginnt wiederum alles mit mikrometergroßen Staubkörnchen, von denen bekannt ist, dass sie in den protoplanetaren Scheiben existieren: Direkt an der Oberfläche dieser Scheiben lassen sie sich durch Spektroskopie im Infraroten nachweisen. Es sind dieselben Teilchen, die auch in den zur Erde gefallenen Meteoriten vorkommen, in denen sie seit der Frühphase unseres Sonnensystems über 4,6 Milliarden Jahre hinweg erhalten blieben.

Wir wissen zudem, dass protoplanetare Scheiben im Wesentlichen aus molekularem Gas bestehen. Ausgehend von grundlegenden physikalischen Prinzipien haben theoretische Astrophysiker erarbeitet, wie in diesen Scheiben Staubteilchen und Gasmoleküle miteinander in Wechselwirkung treten. Ein Beispiel ist die bereits angesprochene brownsche Bewegung, die besonders für kleine Staubteilchen wichtig ist. Für größere Aggregate spielen eher systematische Gasdruckeffekte und Gasturbulenzen eine Rolle. Alle diese Wechselwirkungen führen zu Staubteilchen, und demzufolge finden laufend Zusammenstöße statt, deren Geschwindigkeiten in den Modellrechnungen berechnet werden.

Wenn nun zwei Teilchen bekannter Masse, Porosität und Relativgeschwindigkeit miteinander kollidieren, schauen wir in unser oben beschriebenes Modell, und dieses sagt uns, was bei einem solchen Zusammenstoß herauskommt, das heißt, wie die beteiligten Staubaggregate nach der Kollision aussehen. Sind sowohl die Masse als auch die Stoßgeschwindigkeit klein, so finden wir das Ergebnis im obigen Diagramm in der linken unteren, grünen Ecke und lesen ab, dass der Stoß zum Hit-and-stick-Wachstum (S1) führt. Wachsen die Massen an, so nehmen gemäß den theoretischen Geschwindigkeitsmodellen auch die Stoßgeschwindigkeiten zu. Dann liegen die Resultate irgendwann nicht mehr im grünen, sondern im gelben Bereich. Die Kollisionen führen dann zum Abprallen, wobei beide Stoßpartner verdichtet werden. In den aktuellen Rechnungen ist das genau dann der Fall, wenn die Teilchen etwa einen Zentimeter groß sind.

Dieses Verhalten ist in der unten stehenden Grafik verdeutlicht, die ein wesentliches Ergebnis der Simulation wiedergibt. Aufgetragen ist hier die mittlere Teilchengröße über der Zeit: Die ursprünglich mikrometergroßen Teilchen wachsen innerhalb von nur etwa 300 Jahren bis auf Millimetergröße an, weil das Hit-and-stick-Wachstum (S1) effizient zur Haftung führt (grüner Bereich). Für millimetergroße Körper greifen dann verschiedene Prozesse (S1, S2, B1, B2), die kurzzeitig zu einem weiteren Wachstum bis zur Zentimetergröße führen (grün-gelb schraffierter Bereich). Danach führen aber praktisch alle Kollisionen zum Abprallen (gelber Bereich), wodurch die mittlere Teilchengröße - im Wesentlichen durch die Kompaktierung im Stoß und das Zerbrechen einzelner Teilchen bedingt - wieder ein wenig abfällt. Dieses Zerbrechen beobachten wir im Labor selbst bei moderaten Geschwindigkeiten, bei denen wir noch keine Fragmentation erwarten. Das Problem, mit dem wir heute zu kämpfen haben, ist also, dass wir zwar das Wachstum von der Mikrometer- bis zur Zentimetergröße (immerhin über vier Größenordnungen) erklären können, bis zu einem Planeten der Größe unserer Erde (13.000 Kilometer Durchmesser) fehlen aber noch weitere neun Größenordnungen!

Woran liegt es nun, dass die Festkörper in der Simulation einer protoplanetaren Scheibe nicht größer werden? Genau wie in den Laborexperimenten führen auch in der numerisch modellierten protoplanetaren Scheibe die Zusammenstöße zwischen millimetergroßen Teilchen nicht zu weiterem Wachstum, sondern nur zu abprallenden Kollisionen. Hinreichend kleine Geschwindigkeiten, die theoretisch zum Wachstum führen könnten, treten in der protoplanetaren Scheibe einfach nicht auf. Wir kennen nur wenige Prozesse, die prinzipiell auch bei größeren Geschwindigkeiten zu immer größeren Körpern führen können. Ein Beispiel dafür ist der Effekt der Fragmentation mit Massenübertragung (S4), aber in den jetzigen Rechnungen kommt dieser Prozess entweder gar nicht oder einfach zu selten vor, weil die hierfür nötigen Stoßgeschwindigkeiten nicht erreicht werden.


Mögliche Wege zum weiteren Wachstum

Offensichtlich sind aber Planeten entstanden, und daher muss es noch einen entscheidenden Effekt geben, den wir bisher außer Acht gelassen haben. Von Seiten der Experimente werden wir unser junges Stoßmodell sicherlich noch auf Herz und Nieren prüfen.

Der Parameterraum möglicher Stöße ist riesig und wurde bisher nur dürftig abgedeckt. Extrapolationen über viele Größenordnungen waren nötig, um allgemeine Aussagen treffen zu können, und nun müssen wir uns ganz genau ansehen, welche Abschätzungen für die Simulationen letztlich zum Tragen gekommen sind. An diesen Stellen des Parameterraums müssen wir neue Experimente durchführen, um das Modell abzusichern, zu verbessern oder gar in Teilen zu erneuern. Ein Beispiel ist die Grenze zwischen Haftung (S2) und Abprallen (B1) in der Grafik auf S. 33. Für das Wachstum von Staub in einer protoplanetaren Scheibe ist die genaue Lage dieser Linie sicherlich ausschlaggebend, aber es ist extrem schwierig, bei derart kleinen Geschwindigkeiten Stoßexperimente durchzuführen, um beobachten zu können, ob Haftung stattfindet oder nicht. Erst kürzlich gelang es uns, einige dieser Kollisionen in Versuchen am Bremer Fallturm zu untersuchen (siehe die Bildsequenz 2 auf S. 30). In solchen Experimenten hilft uns die Schwerelosigkeit, viele Kollisionen über eine lange Zeit hinweg zu beobachten, bevor die Teilchen mit einer (im Vergleich zu der winzigen Stoßgeschwindigkeit) überwältigenden Geschwindigkeit zu Boden fallen. Im Verlauf eines dreiminütigen Parabelflugs in einer Suborbitalrakete werden wir diese Versuche nun weiterführen, um die angesprochene Haftgrenze besser zu verstehen und so das Modell zu verfeinern. Generell erwarten wir nicht nur, dass jedes neue Experiment unsere bisrigen Ergebnisse verlässlicher macht, sondern auch, dass wir immer wieder auf unvorhergesehene Ergebnisse stoßen werden. Dabei kann es durchaus sein, dass wir einem neuen Prozess begegnen, der bei mittleren Geschwindigkeiten, aber beispielsweise bei exotischen Porositäten zur Haftung der kollidierenden Teilchen aneinander führt.

Auch von Seiten der Theoretiker wird an diesem Problem weiter gearbeitet. Im vorgestellten Wachstumsmodell wird die Entwicklung der Bestandteile einer protoplanetaren Scheibe innerhalb eines festen Volumens verfolgt, ohne dass Material in dieses Volumen eindringen oder daraus entweichen kann. Genau das mag aber zur Mischung verschiedener Teilchengrößen führen, so dass gemäß der Zusammenstellung auf S. 32 neue Stoßprozesse auftreten, die unter Umständen durchaus positive Konsequenzen für das Wachstum der Staubteilchen haben könnten.

Zudem gibt es Überlegungen, wonach bestimmte Bereiche innerhalb der Scheibe für das Wachstum von Staubteilchen durchaus förderliche Bedingungen aufweisen. Zum Beispiel ist die so genannte Eislinie besonders interessant. Diese Linie verläuft in jener Entfernung vom Zentralstern, in der die Temperatur so hoch ist, dass das Wassereis zu Gas sublimiert. Die dadurch erhöhte Gasdichte führt zu geringeren Relativgeschwindigkeiten der Staubteilchen, was ja - wie wir gesehen haben - dem Haftenbleiben der Stoßpartner durchaus zuträglich ist.

Einen weiteren Grund zur Hoffnung liefern aktuelle Computersimulationen, welche die Turbulenz des Gases und das Verhalten darin enthaltener staubiger Körper untersuchen. Sie haben gezeigt, dass unter bestimmten Bedingungen etwa metergroße Körper in turbulenten Wirbeln der Gaskomponente gefangen werden und wegen ihrer eigenen Gravitation zu einem kilometergroßen Körper zusammenfallen können (siehe Bild). Es ist momentan nicht genau bekannt, welche Rolle Zusammenstöße zwischen solchen gefangenen und gravitativ gebundenen Körpern spielen, oder ab welcher Größe dieser Prozess funktioniert. Es scheint aber immer wahrscheinlicher, dass das Wachstum fester Körper in protoplanetaren Scheiben weg gen haftender Zusammenstöße be innt, wie sie in diesem Artikel beschrieben wurden. Ab einer gewissen Größe helfen dann gasdynamische Effekte und die gemeinsame Eigengravitation vieler Staubklumpen, um zu noch größeren Körpern und letztlich zu Planeten zu gelangen.


Carsten Güttler ist wissenschaftlicher Mitarbeiter von Jürgen Blum und erforscht die Zusammenstöße von Staubteilchen.

Jürgen Blum forscht und lehrt am Institut für Geophysik und extraterrestrische Physik der Technischen Universität Braunschweig.


Literaturhinweise

Blum, J.: Die Entstehung von Planetesimalen im frühen Sonnensystem. In: Sterne und Weltraum 4-5/2001, S. 342-348

Güttler, C. et al.: The Outcome of Protoplanetary Dust Growth: Pebbles, Boulders, or Planetesimals? I. Mapping the Zoo of Laboratory Collision Experiments. In: Astronomy & Astrophysics 513, A56, 2010

Klahr, H., Henning, Th.: Aufregende neue Planetenwelten. In: Sterne und Weltraum 6/2009, S. 32-43

Wolf, S., Klahr, H.: Planetenentstehung: Am Himmel beobachtet - im Computer verstanden. In: Sterne und Weltraum 2/2006, S. 22-30

Zsom, A. et al.: The Outcome of Protoplanetary Dust Growth: Pebbles, Boulders, or Planetesimals? II. Introducing the Bouncing Barrier. In: Astronomy & Astrophysics 513, A57, 2010.

Weitere Literatur im Internet: www.astronomie.heute.de/artikel/1069037


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Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 27:
Das große Bild des Orionnebels wurde mit dem Weltraumteleskop Hubble aufgenommen. Die Ausschnittvergrößerungen unten zeigen vier junge Sterne, eingebettet in ihre protoplanetaren Scheiben. Wir sehen sie als dunkle Schatten, weil die darin enthaltenen mikroskopischen Staubteilchen das Licht des hell leuchtenden Hintergrunds verschlucken.

Abb. S. 28:
Aus einzelnen kugelförmigen Silikatpartikeln, die nur 1,9 Mikrometer groß sind, wuchs im Labor durch differenzielle Sedimentation ein größeres Agglomerat. Elektrostatische Oberflächenkräfte halten das Gebilde zusammen.

Abb. S. 29:
In einer 1,5 Meter hohen Vakuum-Glasröhre (Bild links) lassen sich langsame Stöße zwischen fallenden, zentimetergroßen Staubaggregaten in der Schwerelosigkeit untersuchen. Vor der Glasröhre hängen zwei Hochgeschwindigkeitskameras, die zusammen mit den untersuchten Teilchen herabfallen, um die Stöße zu filmen. In der Spitze der Fallröhre warten zwei »Staubaggregate« (etwa zwei Zentimeter große Kugeln) auf ihren gemeinsamen Absturz (Bild oben).

Abb. S. 33:
Das Ergebnis einer Kollision hängt nicht nur von der Porosität und dem Massenverhältnis der Partner ab, sondern auch von der Stoßgeschwindigkeit und der Masse des kleineren Teilchens. Bei geringen Massen und Geschwindigkeiten führen die Stöße zur Haftung, bei mittleren Geschwindigkeiten zum Abprallen und bei hohen Geschwindigkeiten zur Fragmentation. Das vollständige Modell berücksichtigt zusätzlich noch die Porosität und das Massenverhältnis, aber dieses Diagramm spiegelt das grundsätzliche Schema wider.

Abb. S. 34:
Die numerische Simulation zeigt: Der Durchmesser der Staubteilchen in der protoplanetaren Scheibe wächst zunächst an (grün). Dies ist der Fall, solange die Geschwindigkeiten für das Hit-and-stick-Wachstum hinreichend klein sind. Nach einer bergangsphase, in der verschiedene Prozesse auftreten (schraffiert), bleibt die Teilchengröße relativ konstant, da die abprallenden Stöße überwiegen (gelb). Der Größenabfall ist sowohl durch die Kompaktierung im Stoß als auch durch eine geringe Fragmentationswahrscheinlichkeit bedingt.

Abb. S. 35:
Die Entstehung von Planetesimalen lässt sich neuerdings im Computer nachvollziehen. Großskalige magnetohydrodynamische Simulationsrechnungen zur Entwicklung turbulenter Gas- und Staubscheiben um junge Sterne zeigen die spontane Entstehung von ceresgroßen Planetenbausteinen - in der hier gezeigten Simulation zum Beispiel rechts im Bild (Pfeil).


© 2011 Carsten Güttler, Jürgen Blum, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg


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Quelle:
Sterne und Weltraum 6/11 - Juni 2011, Seite 26 - 35
Zeitschrift für Astronomie
Herausgeber:
Prof. Dr. Matthias Bartelmann (ZAH, Univ. Heidelberg),
Prof. Dr. Thomas Henning (MPI für Astronomie),
Dr. Jakob Staude
Redaktion Sterne und Weltraum:
Max-Planck-Institut für Astronomie
Königstuhl 17, 69117 Heidelberg
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Verlag: Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
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Internet: www.astronomie-heute.de

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veröffentlicht im Schattenblick zum 2. August 2011