Formation of Giant Planets - I. Physikalisches Institut
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Formation of Giant Planets Thomas Kaczmarek Universität zu Köln 1. Physikalisches Institut betreut von S. Pfalzner Worum es geht! Übersicht ● Warum beschäftigt man sich mit extrasolaren Gasriesen? Seit dem Jahr 1994 sind Exoplaneten bekannt. Viele von ihnen sind massiver als Jupiter und somit Gasriesen. ● Wieso ist die Entstehung der Planeten aktuelles Forschungsthema? Bis 1994 kannte man nur Planeten in unserem Sonnensystem, die neu entdeckten besitzen aber völlig abweichende Eigenschaften als die zuvor bekannten. Vergleich der Eigenschaften der neuen und alten Planeten Masse (Jupitermassen) Große Halbachse (AU) Exzentrizität Inklination Alte Planeten 0.00017-1 0.381-30.047 0.007-0.206 0°-7° Mögliche Erklärung für die Abweichungen: Auswahl durch Detektionsmethoden? Entstehungsgeschichte? Exoplaneten 0.00007-21.5 0.0177- 275 0-0.927 > 30°-89.4° Detektionsmethoden ● ● ● ● Pulsarmethode, Einfluss der Planetenbewegung auf die Frequenz der Pulsardrehung kann gemessen werden (erste Entdeckung eines Extrasolaren Planeten) Doppler-Methode, das Wobbeln des SternPlanetensystems führt zu einem Verschieben im Spektrum, bevorzugt besonders schwere und nahe Planeten, viele Sichtungen Microlensing, ausnutzen des Gravitationslinseneffekts, bevorzugt keine Eigenschaften, wenige Sichtungen Nulling, Interferometrie, bevorzugt keine Eigenschaften, ermöglicht einen Blick auf die Extrasolaren-Planeten Übersicht über die Sichtungen Interessantes zu den Massen Entstehungsmodelle ● Momentan werden zwei verschiedene Entstehungsmodelle für Riesenplaneten diskutiert: – – Agglomeration von Staub zu Planetesimalen Direkete Enstehung durch GravitationsInstabilitäten Vor der Planetenentstehung ● ● Planeten entstehen in protoplanetaren Scheiben, die aus Gaswolken hervorgehen, die kollabieren und in deren Zentrum ein neuer Stern entsteht Diese Scheiben wurden schon beobachtet, bspw. im ONC Protoplanetare Scheiben Agglomerationsmodell ● Schon länger diskutiertes Modell, nach dem die Planeten (zunächst die Planetenembryos) durch verschmelzen kleinerer Objekte entstehen (z.B. Safranov 1972) – – Unter Planetesimalen versteht man hier kondensierte Objekte in der Größenordnung von einigen µm bis zu km Wachstum der Kleinkörper immer noch nicht ganz geklärt, aktuelles Forschungsgebiet (Versuche in Falltürmen, Parabelflügen oder auf der ISS) ● Zuerst geschriebene Variablen gehören zu den Embryos, die nachfolgenden zu den Planetesimalen – – – – ● Einige wichtige Variablen R,s Radius Σ,σ Oberflächenmassendichte v,u Geschwindigkeitsdispersion α Sehwinkel der Sonne, Ω Periode um Sonne Hillradius und Hillgeschwindigkeit – – R H ≈ R / 1/ 2 v h≈v esc ≈ R H Kollisionsraten ● Die Kollisionsraten werden von der Geometrie und den Geschwindigkeiten der stoßenden Objekte beeinflußt Entwicklung der Geschwindigkeiten ● Prozesse, die die Geschwindigkeiten verändern – – – – – Viscous Stirring (Embryos => Kleinkörper und umgekehrt) Dynamical friction heating (kleiner Effekt) Dynamical friction cooling (Kleinkörper => Embryos) Gas drag (Kleinkörper) Inelastische Stöße zwischen den Kleinkörpern Letzte Voraussetzungen ● −3/ 2 ≈a /10 AU −2 g cm , a2.7 AU Minimum Mass Solar Nebula ● ● 3 2 t form≈15a /10 AU u/v esc Gyr Entstehungszeit eines Planeten, hieraus folgt das uv esc , da ansonsten Entstehungszeit zu lang Planetesimale müssen klein sein, um sich mittels inelastischer Stöße kühlen zu können, d.h. s kleiner gleich einige km Regime der Planetenentstehung −1 R ' geordnet uv ' esc 1 dR ' R ' dt R ' runaway v ' esc uv ' H 1 neutral v ' H u 1/ 2 v ' H −1 R ' geordnet 1/ 2 v ' H u ● Besonders zu erwähnen ist hier die Phase des oligarchischen Wachstums, die sowohl geordnet als auch neutral ablaufen kann Runaway Wachstum ● ● ● ● Wachstum der größten Planetesimalen, die großen Körper bewegen sich langsamer und haben daher einen größeren Wirkungsquerschnitt d ln R1 ' /dt R1 ' = d ln R 2 ' / dt R 2 ' Wachstum ist am Ende am schnellsten, nimmt also mit der Zeit zu (große Körper große Wirk) Wachstum bis ca. 100km Dispersions dominierte Oligarchie ● ● ● ● Für die Geschw. gilt hier: uv H Oligarchen sind die größten Embryos, die sich dann zu Planeten entwickeln, Größe ab ca. 100 km 1 dR ' R ' −1 Geordnetes Wachstum, d.h. R ' dt Und somit schnellstes Wachstum am Anfang der Entwicklung Fragmentation Battling Oligarchs ● Oligarchen dominieren einen Ring um sich selbst mit Breite u / ● ● Mit zunehmendem u wachsen die Zonen und benachbarte Oligarchen kämpfen um das gleiche „Futter“ in einem der Sieger-kriegt- alles Krieg Somit wachsen die größten Oligarchen am schnellsten Das Ende der Oligarchen ● ● Oligarchen fressen sich durch die Scheibe und isolieren sich somit selbst Mit s=1km erhält man – Riso ~10.000 a 10 AU km 26/ 9 a t iso ~50 Myr 10 AU Für a~30 AU sind 16.000 – ● 4 /9 km Planeten in 1 Gyr möglich, durch Fragmentation und s~30 cm können sich Planeten in 100 Myr bilden. Gaps Scherungs dominierte Oligarchie ● ● ● ● ● Geschw. Hier uv H Nur wenig untersucht Neutrales Wachstum und damit Verhältnis zweier Embrienradien konstant Embryos akkretieren im Abstand r~R H und 1/ 2 r~v /u RH stören bis zum Abstand H Alle Embryos liegen in einer flachen Scheibe und können somit kollidieren Schnellstes Oligarchenwachstum ● ● Geschw. hier u~1/ 2 v H Für die Verdopplungszeit der Masse gilt dann: t ~3/ 2 R ~30.000 a 7/ 4 yr fastest ● ● 10 AU min. umin ~ 3 ~1 m/ s um Real aber grav. Stabilität der Scheibe zu garantieren 5/ 2 a damit: t −1 −1 ~ ~10.000 yr fastest , stability limited 10 AU Letztes Aufbäumen der Oligarchie ● Geschw. der Oligarchen erhöhen sich durch Heizen und damit kreuzen sich die Bahnen der Oligarchen, man unterscheidet zwei Szenarien – Verschmelzen im inneren des Sonnensystems 8 t coag ~10 years – Auswurf im äußeren Bereich des Sonnensystems 9 t eject ~10 years Riesenplaneten? ● ● ● Gasriesen entstehen im Verschmelzungbild durch das schnelle Entstehen des Kerns (1015 Erdmassen), der dann eine dicke Gasschicht aus der Scheibe bindet Erfordert sehr schnelle Entstehung des Kerns, Gas verschwindet nach 10 Mio. Jahren aus der Scheibe Hierin liegt das Zeitproblem bei diesem Modell Agglomeration im Bild Orbits und Aufräumen ● ● Planetenbahnen werden durch dynamical friction zirkularisiert und Inklination vermindert Abschließend wird aufgeräumt, d.h. die übriggebliebenen Planetesimalen werden aus dem Sonnensystem entfernt und sammeln sich in den Oortschen Wolken, dauert bis heute an Die Alternative – Gravitations Instabilitäten ● Planeten entstehen durch direktes Kollabieren der Wolke in die Planeten, ähnlich wie bei dem zentralen Stern, hierbei entstehen die Planeten sehr schnell (einige Orbits!!!) Entstehung der GI's ● ● ● GI's sind nur möglich, wenn Temperaturen nicht zu hoch (ca. 60 K), d.h. schnelle Kühlung Zustandsgleichung entscheidet über Stabilität der Verklumpungen GI's können durch einfallende Scheibenmaterie entstehen (aus dem Jet) oder durch Stern-Scheiben-Stöße Stern-Scheiben Stöße Auf dem Weg zu kleinen Achsenabschnitten- Migration ● ● Sowohl in der Verschmelzung als auch in der Instabilitäten-Theorie entstehen die Riesenplaneten weit weg vom Zentralstern, durch Migration nach innen kann man die beobachteten kleinen Achsenabschnitte erklären Migration wird durch Wechselwirkung der Planeten mit der Scheibe verursacht Migration im Bild Vergleich: Verschmelzung - Instabilitäten ● ● Verschmelzung: gut erforscht, sehr plausibel, hat allerdings Probleme mit der Zeit, Gas verschwindet nach ca. 10 Mio Jahren Instabilitäten: Planeten entstehen sehr schnell, Analogie zur Entstehung des Sterns, Probleme mit Annahmen, sind Scheiben kühl, sind die Verklumpungen stabil? Resümee ● Noch ist nicht klar, wie die Planeten wirklich entstehen, es gibt gute Ansätze, aber es ist noch viel zu tun, in diesem Sinne in einem auf einem Exoplaneten gebrauchten Gruß... Vielen Dank für die Aufmerksamkeit
