Deutsche Übersetzung des Titels: Über die zeitliche Entwicklung von Gas und Staub in protoplanetaren Akkretionsscheiben

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Abstract

Dust constitutes only about one percent of the mass of circumstellar disks, yet it is of crucial importance for the modeling of planet formation, disk chemistry, radiative transfer and observations. The initial growth of dust from sub-µm sized grains to planetesimals and also the radial transport of dust in disks around young stars is the topic of this thesis. Circumstellar dust is subject to radial drift, vertical settling, turbulent mixing, collisional growth, fragmentation and erosion. We approach this subject from three directions: analytical calculations, numerical simulations, and comparison to observations. We describe the physical and numerical concepts that go into a model which is able to simulate the radial and size evolution of dust in a gas disk which is viscously evolving over several million years. The resulting dust size distributions are compared to our analytical predictions and a simple recipe for obtaining steady-state dust size distributions is derived. With the numerical model at hand, we show that grain fragmentation can explain the fact that circumstellar disks are observed to be dust-rich for several million years. Finally, we investigate the challenges that observations present to the theory of grain evolution, namely that grains of millimeter sizes are observed at large distances from the star. We have found that under the assumption that radial drift is ineffective, we can reproduce some of the observed spectral indices and fluxes. Fainter objects point towards a reduced dust-to-gas ratio or lower dust opacities.

Übersetzung des Abstracts (Deutsch)

Obwohl Staub nur etwa ein Prozent der Masse einer protoplanetaren Scheibe ausmacht, ist er doch ein wichtiger Bestandteil von chemischen Modellen, Modellen zur Planetenentstehung oder in der Modellierung von Strahlungstransport und Beobachtungen. Der anfängliche Wachstumsprozess von sub-µm großen Staubpartikeln bis hin zu Planetesimalen, sowie der radiale Transport von Staub in den Gasscheiben um junge Sterne ist das Thema dieser Arbeit. Radiale Drift, Sedimentation, turbulenter Transport sowie Koagulation, Fragmentation und Erosion bestimmen die zeitliche Entwicklung von zirkumstellarem Staub. Wir gehen dieses Problem von drei verschiedenen Richtungen an: analytische Berechnungen, numerische Simulationen und Vergleich zu Beobachtungen. Wir beschreiben die physikalischen und numerischen Konzepte, mit denen unser Modell die Entwicklung des Staubes über Millionen von Jahren in einer zeitabhängigen, viskosen Gasscheibe simuliert. Wir vergleichen die simulierten Staubgrößenverteilungen mit unseren analytischen Vorhersagen und leiten daraus ein einfaches Rezept zur Bestimmung von stationären Größenverteilungen ab. Mit dem vorgestellten Modell ist es uns möglich zu zeigen, dass Fragmentation erklären kann, warum zirkumstellare Scheiben für mehrere Millionen Jahre reich an Staub sein können. Des Weiteren befassen wir uns mit dem Problem, vor das uns Beobachtungen stellen, nämlich dass Staubpartikel von der Größe einiger Millimeter in großen Abständen von ihrem Zentralstern nachgewiesen wurden. Unter der Annahme, dass radiale Drift ineffektiv ist, können wir einige beobachtete spektrale Indices und Flüsse im mm-Wellenlängenbereich reproduzieren. Lichtschwächere Quellen deuten darauf hin, dass das Staub-zu-Gas Verhältnis oder die Opazitäten geringer sind als weithin angenommen.