Migration of Massive Planets

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URI: http://hdl.handle.net/10900/76525
http://nbn-resolving.de/urn:nbn:de:bsz:21-dspace-765257
http://dx.doi.org/10.15496/publikation-17927
Dokumentart: Dissertation
Date: 2017
Language: English
Faculty: 7 Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät
Department: Physik
Advisor: Kley, Wilhelm (Prof. Dr.)
Day of Oral Examination: 2017-04-27
DDC Classifikation: 500 - Natural sciences and mathematics
520 - Astronomy and allied sciences
530 - Physics
Keywords: Astronomie , Astrophysik , Himmelskörper , Planetologie , Planetenentstehung , Protoplanet , Planetenbahn , Planetensystem , Hydrodynamik , Numerisches Verfahren , Numerisches Modell , Numerisches Gitter , Computersimulation
Other Keywords:
planet formation
planet migration
type II migration
planet-disk interaction
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Inhaltszusammenfassung:

Diese Arbeit beschäftigt sich mit der Migration von massereichen Planeten mit einer Planetenmasse größer als eine halbe Jupitermasse. Planetenmigration bezeichnet die Veränderung der großen Halbachse des Orbits eines Planeten. Die Gravitationskräfte von durch den Planeten verursachten Störungen in der Scheibe bewirken ein Drehmoment, welches den Drehimpuls des Planeten verändert, wodurch sich dessen Orbit verkleinert oder vergrößert. Diese massereichen Planeten öffnen dabei eine ringförmige Lücke in der Gasscheibe. Diese bewirkt, dass die Drehmomente abnehmen und der Planet langsamer migriert. Gleichzeitig hat die verringerte Dichte in der Nähe des Planeten Auswirkungen auf sein Wachstum. Im Rahmen dieser Arbeit und der eingebetteten Publikationen wurden numerische Simulationen durchgeführt, um für verschiedene Parameter wie Dichte der Scheibe, Masse des Planeten, Stärke der Viskosität und der Akkretionsrate das genaue Verhalten zu untersuchen. Die Ergebnisse zeigen, dass sich Typ II Migration nicht so verhält wie bisher verwendete einfache Modelle nahelegen. Die Migrationsrate hängt von den genauen Eigenschaften der Scheibe ab und entspricht nicht einfach der viskosen radialen Strömungsgeschwindigkeit, die in diesen Modellen sowohl unter- als auch überschritten werden kann. Grund dafür ist, dass die Lücke in der Scheibe nicht geeignet ist die innere von der äußeren Scheibe zu trennen, da Gas die Lücke in beide Richtungen passieren kann. Dies ist auch für akkretierende Planeten unter bestimmten Umständen noch der Fall. Die Simulationen zeigen auch, dass die Migrationsrate und die Akkretionsrate des Planeten miteinander wechselwirken. Schneller migrierende Planeten können, da mehr Gas die Lücke passieren muss, schneller wachsen. Gleichzeitig sorgt Akkretion für eine tiefere Lücke, wodurch die Drehmomente in der direkten Umgebung des Planeten reduziert werden und die Migrationsrate sinkt. Für Modelle, die Typ II Migration untersuchen sollen, ist also eine gleichzeitige Berücksichtigung beider Effekte notwendig. Unter geeigneten Bedingungen könnte so die Migration verlangsamt werden, um bestehende Probleme bei der Entstehung von Gasriesenplaneten zu lösen.

Abstract:

This thesis studies the migration of massive planets with mass bigger than half the mass of Jupiter. Planetary migration is a process that changes the semi-major axis of the planetary orbit. The gravitational forces of disturbances in the disk density created by the planet result in a torque changing the angular momentum of the planet and thus reducing or increasing its distance to the star. Planets this massive also open an annular gap in the disk. Because of the gap the torques close to the planet are reduced resulting in a slowdown of the migration. At the same time the reduced density due to the gap will have effects on the growth of the planet. For this work and the embedded publications numerical simulations were conducted with different parameters as disk density, planet mass, strength of viscosity and accretion rate in order to study the migrational behavior in detail. The results show that type II migration is not working as the simple models used today suggest. The migration rate depends on the exact properties of the disk and is not just the viscous radial speed of the gas which can be slower or faster than the migration in this models. The reason is that the gap is not able to separate the inner from the outer disk because gas can cross the gap in both directions. Even though, accretion onto the planet will not prohibit gas crossing the planet's orbit. Furthermore, the simulations show the migration and accretion rate depend mutually on each other. Planets migrating faster can accrete more gas because more gas must cross the gap. At the same time accretion leads to a deeper gap which then reduces the torques from the region close to the planet and this way leads to slower migration. Hence, to study type II migration in numerical models both migration and accretion should be considered at the same time. Under certain circumstances this might slow down migration and thus solve current problems of giant gas planet formation.

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