Kurzfassung
In den protoplanetaren Scheiben um junge Sterne wachsen mikrometergroße Staubkörner um mehr als zehn Größenordnungen, bis sie Planeten bilden. Die Streaming Instability spielt in diesem Prozess in zweierlei Hinsicht eine wichtige Rolle: Einerseits verursacht sie Turbulenz in der staubreichen Schicht um die Mittelebene protoplanetarer Scheiben. Turbulenz beeinflusst den Prozess der Planetenentstehung in allen Stadien. Andererseits kann die Instabilität eine Konzentration von millimeter- und zentimetergroßen Staubaggregaten in gravitativ instabilen Überdichten bewirken. Aus dem Kollaps dieser Überdichten gehen Planetesimale hervor, die mehrere zehn oder hunderte Kilometer groß sind – ein entscheidender Schritt auf dem Weg zu zehntausend Kilometer großen Planeten.
Beide Aspekte der Instabilität werden in dieser Arbeit untersucht. In einer ersten Veröffentlichung wird gezeigt, dass die ursprüngliche Massenfunktion der Planetesimale besser durch ein Potenzgesetz beschrieben wird, das für hohe Massen exponentiell abfällt, als durch ein reines Potenzgesetz. In einer zweiten Veröffentlichung werden die ersten Simulationen protoplanetarer Scheiben auf globalen Skalen präsentiert, die sowohl die Streaming Instability als auch Lagrange-Teilchen zur Modellierung des Staubs umfassen. In dieser Studie wird die Streaming Instability als Quelle von Turbulenz betrachtet und als solche mit der Vertical Shear Instability, einer weiteren hydrodynamischen Instabilität, verglichen. Insbesondere wird gezeigt, dass die Streaming Instability vorherrschend als Quelle von Turbulenz ist, wenn beide Instabilitäten zeitgleich anfangen zu wachsen. Hingegen bleibt die Vertical Shear Instability dominant, falls sie bereits saturiert ist, wenn die Streaming Instability zu agieren beginnt. Die Streaming Instability verursacht schwächere Turbulenz und Staubdiffusion als die Vertical Shear Instability. Nichtsdestotrotz führt eine Kombination der beiden Instabilitäten zu dichteren Staubansammlungen als die Streaming Instability alleine. Dies impliziert, dass die Vertical Shear Instability förderlich für die Entstehung von Planetesimalen aufgrund der Streaming Instability ist.
In the protoplanetary disks surrounding young stars, micron-sized dust grains grow over more than ten orders of magnitude in size until they form planets. The streaming instability plays an important role in this process in two regards: On the one hand, it drives turbulence in the dust layer around the mid-plane of protoplanetary disks. Turbulence influences the process of planet formation at all stages. On the other hand, the instability can induce concentration of millimetre- and centimetre-sized dust aggregates in gravitationally unstable overdensities. From the collapse of these overdensities, planetesimals with sizes of tens or hundreds of kilometres emerge – a crucial step on the path to ten-thousand-kilometre-sized planets. Both aspects of the instability are investigated in this thesis. In a first publication, it is shown that the initial mass function of the planetesimals is better represented by a power law with an exponential tapering at its high-mass end than by a power law only. In a second publication, the first simulations of protoplanetary disks on global scales are presented that include the streaming instability as well as Lagrangian particles to model the dust. In this study, the streaming instability is considered as a source of turbulence and as such compared to another hydrodynamical instability, the vertical shear instability. In particular, it is shown that the streaming instability is the dominant source of turbulence in the dust layer if both instabilities begin to grow simultaneously, while the vertical shear instability remains dominant if it has already saturated before the streaming instability starts to operate. The streaming instability causes weaker turbulence and dust diffusion than the vertical shear instability. Nonetheless, the two instabilities in combination give rise to denser dust accumulations than the streaming instability alone. This indicates that the vertical shear instability is conducive to planetesimal formation owing to the streaming instability.