Magnetorotational Turbulence in Protoplanetary Discs

Abstract

Protoplanetary discs are disc-shaped structures around T-Tauri stars which are composed of gas and dust. The matter in the disc is accreted onto the host star in a time of several million years. During this phase, the dust particles grow to form larger bodies, eventually leaving behind a planetary system after the disc is gone. It is assumed that the accretion process is powered by turbulence, which most likely is of magnetic origin. The turbulence is not only important concerning the evolution of the disc in general, but might possibly also play a key role in the process of planet formation. In the present thesis, we describe numerical models of magnetorotational turbulence in protoplanetary discs. We use a modern finite-volume grid code which solves the equations of radiation magnetohydrodynamics in a three-dimensional domain. Being the first radiative models of turbulent protoplanetary discs to date, our simulation provide for the first time a self-consistent and detailed picture of the vertical structure of protoplanetary discs. The turbulent line-broadening that we find in our simulations is consistent with existing astrophysical observations, supporting the assumption that magnetorotational turbulence is indeed present in protoplanetary discs. The numerical tool that we developed provides the basis for future research work where constraints on key physical parameters of protoplanetary discs will be obtained by comparing the results of numerical simulations with astrophysical observations.

Protoplanetare Scheiben sind scheibenförmige Strukturen aus Gas und Staub um T-Taui Sterne. Die Materie in den Scheiben wird im Laufe von mehreren Millionen Jahren auf den Zentralstern akkretiert. Während dieser Phase klumpen die Staubpartikel zu größeren Körpern zusammen, so dass am Ende m¨glicherweise ein Planetensystem zurückbleibt. Es wird angenommen, dass der Akkretionsprozess durch Turbulenz getrieben wird, welche sehr wahrscheinlich mit Magnetfeldern im Zusammenhang steht. Die Turbulenz ist nicht nur wichtig in Bezug auf die Dynamik der Scheibe im Allgemeinen, sondern spielt möglicherweise auch eine wichtige Rolle bei dem Prozess der Planetenentstehung. In der vorliegenden Arbeit beschreiben wir numerische Modelle hydromagnetischer Turbulenz in protoplanetaren Scheiben. Wir benutzen einen modernen finite Volumen Gittercode, der strahlungs-magnetohydrodynamischen Gleichungen in drei Dimensionen löst. Als die ersten radiativen Modelle turbulenter protoplanetarer Scheiben, liefern unsere Simulationen zum ersten Mal ein selbskonsistentes und detailiertes Bild der vertikalen Struktur einer protoplanetaren Scheibe. Die turbulente Linienverbreiterung, die wir in unseren Simulationen finden, stimmt mit bereits existierenden Resultaten aus astrophysikalischen Beobachtungen überein. Somit stützen unsere Ergebnisse die Annahme der Existenz hydromagnetischer Turbulenz in protoplanetaren Scheiben. Das numerische Werkzeug, das wir im Laufe unserer Forschungsarbeit entwickelt haben, bietet ein wertvolle Basis für die Zukunft, um Schlüsselparameter protoplanetarer Scheiben einzuschränken durch den Vergleich der Resultate numerischer Simulationen mit astrophysikalischen Beobachtungen.