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Entstehung von Planetensystemen Benjamin Mück

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Entstehung von Planetensystemen Benjamin Mück. Hot Jupiter. Protoplanetarische Scheiben. Planetenbildung. Entwicklung von Planetensystemen. Gliederung . Protoplanetarische Scheiben. Sternbildung Struktur der Scheiben Magnetorotationsinstabilität Auflösung der Scheiben Kondensation.

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Presentation Transcript
gliederung

Protoplanetarische Scheiben

  • Planetenbildung
  • Entwicklung von Planetensystemen
Gliederung

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

protoplanetarische scheiben
Protoplanetarische Scheiben
  • Sternbildung
  • Struktur der Scheiben
  • Magnetorotationsinstabilität
  • Auflösung der Scheiben
  • Kondensation

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

sternbildung
Sternbildung
  • Sternentstehung in dichten Molekülwolken
  • z.B. CO, 13CO und NH3
  • kleine, dichte Kerne ( ~ 0,1 pc)
  • Drehimpuls der Gasscheibe ~ Drehimpuls des Sonnensystems

Bildung von Scheiben der Größe des Sonnensystems (Klassifizierung siehe S. 58)

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

spectral energy distribution
Spectral Energy Distribution
  • Überschuss im Infraroten Bereich

Heißer Staub in der Scheibe

  • Überschuss im UV

Hot Spots auf der Oberfläche des Sterns

UV excess

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

struktur der scheiben
Struktur der Scheiben

Vertikale Struktur dünner Scheiben:

vertikales hydrodynamisches Gleichgewicht

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

struktur der scheiben ii
Struktur der Scheiben II

Passive Scheibe:

  • Leuchtkraft dominiert von reemitierten Sternlicht
  • Temperaturprofil
  • Form der Scheibe

(mehr siehe seite 59)

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

struktur der scheiben iii
Struktur der Scheiben III

aktiv akkretierende Scheiben

  • Problem: Drehimpuls
  • Verlust von Drehimpuls durch:
    • Verteilung von Drehimpuls durch Viskosität
    • Verlust von Drehimpuls des ganzen Systems durch magnetisch angetriebene Disk Winds

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

struktur der scheiben iv
Struktur der Scheiben IV

aktiv akkretierende Scheibe

  • langsam rotierender Stern
  • kleine Grenzschicht
  • Beobachtungen(klass. T Tauri):
  • Magnetosphäre unterbricht die Scheibe
  • Magnetische Kopplung von Stern – Scheibe erlaubt Drehimpulsübertrag

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

struktur der scheiben v
Struktur der Scheiben V

Temperatur der Scheibe

  • für Schwarzkörperstrahlung gilt:
  • weit entfernt von der Grenzschicht wie passive Scheibe
  • M* ~ M๏, M๏, 1 AU Tdisk=150K

auf der Oberfläche der Scheibe

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

spektrum der scheibe
Spektrum der Scheibe
  • jede Schale strahlt als Schwarzkörper mit T(r)
  • Spektrum: Summe von Schwarzkörpern
  • gestrecktes Schwarzkörperspektrum

λFλ λ-4/3

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

drehimpuls bertrag
Drehimpulsübertrag
  • um Masse akkretieren zu können muss Drehimpuls übertragen werden
  • Viskosität zu klein ~106 Größenordnungen
  • Shakura & Sunyaev: innere Turbulenzen führen zu einer großen effektiven Viskosität

Magnetorotationsinstabilität

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

magnetorotationsinstabilit t mri
Magnetorotationsinstabilität (MRI)
  • MRI führt in ausreichend ionisierten Scheiben zu Turbulenzen
  • diese transportiert Drehimpuls nach aussen

Masse kann nach innen fließen

  • potentielle Gravitationsenergie wird frei

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

mri ii
MRI II
  • MRI braucht nur einen sehr geringen Elektronenanteil

x =(ne/nH) > 10-13

  • 2 Quellen von Ionisierung:
    • Kollisions Ionisierung im Inneren der Scheibe
    • Ionisierung durch Kosmische Strahlung

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

ionisierung
Ionisierung

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

aufl sen der scheibe
Auflösen der Scheibe
  • Auflösung der Scheibe setzt der Entstehung der Planeten ein Zeitlimit
  • UV Strahlung erhitzt das Gas bis auf 104 K Photoevaporation
  • Kritischer Radius
  • Schallgeschwindigkeit(10kms-1) > lokale Keplergeschwindigkeit

Gas ungebunden „vom Winde verweht“

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

aufl sen der scheibe ii
Auflösen der Scheibe II
  • zu wenig externe UVStrahlung Strahlung vom zentralen Stern
  • Massenverlustrate durch Photoevaporation
  • Kombination von Photoevaporation und viskose Entwicklung führen zu einer schnellen Auflösung der Scheibe

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

aufl sen der scheibe iii
Auflösen der Scheibe III

3 Phasen

  • , sinkt mit viskoser Zeitskale ~Myr
  • Wind schneidet innere Scheibe ab
  • fließt auf Stern ~105
  • äußere Scheibe direkt vom Stern bestrahlt
  • „verbrennt“ das Restgas

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

kondensation
Kondensation
  • aktive Scheiben sind in der Mittelebene heißer als an der Oberfläche

die zentrale Temperatur geht in die Gleichungen ein

  • kein Staub in der Nähe des Sterns

spricht gegen Bildung von Hot Jupiter vor ort!!!

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

kondensation ii
Kondensation II
  • Im Gas der Protoplanetarischen Scheibe sind auch Staubkörner enthalten
  • Verteilung von 0,005 µm – 1µm
  • Startpunkt der Planetenentstehung
  • bekannte Elementare Zusammensetzung

Berechnung des stabilsten thermodynamischen

Mixes der Chemischen Verbindungen

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

kondensation iii
Kondensation III
  • „Schnee Linie“ : Radius in der Scheibe ab dem Wassereis vorhanden sein kann ~ 3 AU

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

planetenbildung
Planetenbildung
  • Bildung von Planetesimalen
  • Goldreich – Ward Mechanismus
  • Wachstum nach Planetesimalen
  • Bildung von Gas – Riesen

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

bildung von planetesimalen i
Bildung von Planetesimalen I
  • Staub Teilchen sind stark an das Gas gekoppelt
  • Reibungszeitskala
  • 10*tfric , ist die Zeit in der sich die Relativgeschwindigkeit von Gas und Staub um eine Größenordnung ändert
  • bei 1 AU ~ 2,5 s (mehr auf S. 61/62)

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

bildung von planetesimalen ii
Bildung von Planetesimalen II
  • Scheibe ohne Turbulenzen(ruhig)
  • Absetzgeschwindigkeit
  • schnellere Absetzung bei höheren z

und bei größeren Körnern(Sedimentation)

  • µm Körner: tsettle ~ 2•105 Jahre

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

bildung von planetesimalen iii
Bildung von Planetesimalen III
  • kleine feste Teilchen im Gas spüren eine Kraft nach innen Druckmaxima
  • bei 1 AU ~ 100 Jahre << Lebenszeit der Scheibe

Schnelle Bildung von

Planetesimalen

  • in turbulenten Scheiben

lokale Druckmaxima

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

bildung von planetesimalen iv
Bildung von Planetesimalen IV

2 Thesen:

  • Paarweise Kollision von kleinen Körpern

wie bei Staub( Koagulation)

Problem: Effizienz von cm m

  • Gravitative Klumpung einer Teilchen Scheibe Goldreich – Ward Mechanismus

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

goldreich ward mechanismus
Goldreich – Ward Mechanismus
  • Kombination von vertikaler Absetzung und radialem Drift

Dichte Sub - Disk

  • Dichte der festen Teilchen > Gasdichte

Gravitative Instabilität

  • Klumpung

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

goldreich ward mechanismus ii
Goldreich – Ward Mechanismus II
  • Für Σstaub ~ 10-2 Σgas (Oberflächendichte)

führt eine Instabilität zu einem Runden Körper mit r ~ 6km

  • Bildungsdauer ~ 103 Jahre
  • Aber: Es funktioniert so nicht!

(mehr siehe S. 63)

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

goldreich ward mechanismus iii
Goldreich – Ward Mechanismus III

Probleme:

  • eine dichte Sub – Disk führt zu Turbulenzen

wirkt gravitativer instabilität entgegen

  • in der dichten Scheibe rotieren Gas und Staub mit der Kepler Geschwindigkeit
  • Gas oberhalb der Scheibe rotiert langsamer

ScherungTurbulenz, die die Scheibe daran hindert dünn genug zum Ausklumpen zu werden

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

goldreich ward mechanismus iv
Goldreich – Ward Mechanismus IV

Rettung:

  • lokale Anreicherung von Festkörpern durch radialen Drift oder Photoevaporation
  • Innere Turbulenzen sehr klein

Planetesimale werden wahrscheinlicher durch Paarweise Kollisionen gebildet

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

wachstum nach planetesimalen
Wachstum nach Planetesimalen
  • Größe der Planetesimale > 10 km
  • keine Kopplung mehr mit dem Gas
  • Gravitative Bündelung

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

wachstum nach planetesimalen ii
Wachstum nach Planetesimalen II

3 Möglichkeiten nach einer Kollision:

  • Auseinanderbrechender Körper
  • elastische Kollision
  • Energiefreisetzung Gravitativ gebunden

(im frühen Sonnensystem favorisiert)

(Wirkungsquerschnitt siehe S. 64)

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

wachstum nach planetesimalen iii
Wachstum nach Planetesimalen III
  • mehr Masse in Planetesimalen schnelleres Wachstum
  • langsameres Wachstum in den Aussenbereichen
  • Isolationsmasse: Masse, bei der alle umgebende Planetesimale aufgebraucht sind
    • Für „Erdbedingungen“: Miso ~ 0,07 Merde
    • Für „Jupiterbedingungen“: Miso ~ 9 Merde

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

wachstum nach planetesimalen iv
Wachstum nach Planetesimalen IV
  • runaway Wachstum: wenige Körper wachsen schneller als der Rest
  • Kollisionenvon relativ isolierten Planeten„Embryos“ führen zur endgültigen Anordnung von terrestrischen Planeten ~ 100 Myr

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

bildung von gas riesen
Bildung von Gas – Riesen

2 theoretische Modelle:

  • Kern Akkretionsmodel

~ 5 – 10 Myr

  • Gravitative Instabilität

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

bildung von gas riesen ii
Bildung von Gas – Riesen II

Kern Akkretionsmodell:

  • Bildung eines Kernes aus Gestein oder Eis wie bei terrestrischen Planeten
  • weitere Akkretion von Planetesimalen
  • Kritische Masse Akkretion von Gas

Lücke in der Scheibe

Scheibe löst sich auf

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

bildung von gas riesen iii
Bildung von Gas – Riesen III

Gravitative Instabilität:

  • eine ausreichend massereiche und/oder kalte Scheibe ist gravitativ Instabil
  • falls solche Instabilitäten wirklich zur Klumpung führt Bildung von Planeten

(mehr siehe S. 65/66)

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

bildung von gas riesen iv
Bildung von Gas – Riesen IV
  • Instabilität zu frühem Zeitpunkt
  • Falls eine solche Scheibe verklumpt

bei 10 AU

  • bei großen(50-100 AU) Radien

sehr massive Planeten oder Braune Zwerge

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

bildung von gas riesen v
Bildung von Gas – Riesen V

Beobachtungen:

  • Sonnensystem Kern Akkretionsmodell
  • Saturn, Uranus und Neptun entstanden als die Scheibe sich auflöste Gasarm
  • Bildungsdauer für Neptun zu lang

kann nicht vor Ort entstanden sein!!!

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

entwicklung von planetensystemen
Entwicklung von Planetensystemen
  • Migration
  • Migration durch Planetesimale
  • Planet – Planet Streuung

Entstehung von Planetensystemen - Entwicklung von Planetensystemen Benjamin Mück

migration
Migration
  • Wechselwirkungen zwischen den Planeten und der Protoplanetarischen Gasscheibe
  • Drehimpuls Austausch zwischen dem Planeten und der Scheibe führt zur Wanderung des Planeten

Erklärung für „Hot Jupiter“

Entstehung von Planetensystemen - Entwicklung von Planetensystemen Benjamin Mück

migration ii
Migration II

Drehimpuls Austausch

findet an den Orten der

Lindblad Resonanzen

statt

Entstehung von Planetensystemen - Entwicklung von Planetensystemen Benjamin Mück

migration iii
Migration III

Typ I Migration

Planet auf Kreisbahn in einer Gasscheibe:

  • Planet gewinnt Drehimpuls bei rL < rP

Planet nach aussen, Gas nach innen

  • Planet verliert Drehimpuls bei rL > rP

Planet nach innen, Gas nach aussen

Entstehung von Planetensystemen - Entwicklung von Planetensystemen Benjamin Mück

migration iv
Migration IV
  • Zeitskala τI  M-1p
  • Typ I Migration am schnellsten für schwere Planeten
  • wichtig für Kern Akkretions Modell
  • Wechselwirkung asymmetrisch:

äussere Resonanzen stärker

Planet nach innen

Entstehung von Planetensystemen - Entwicklung von Planetensystemen Benjamin Mück

migration v
Migration V

Typ II Migration:

  • Hill Radius:

Bildung einer Lücke in der Scheibe

  • „tidal torque“ muss Lücke schneller öffnen als viskose Diffusion sie schließen kann

q = Mp/M* ~ 10-4

typ ii migration
Typ II Migration

http://jilawww.colorado.edu/~pja/planet_migration.html

Entstehung von Planetensystemen - Entwicklung von Planetensystemen Benjamin Mück

migration vi
Migration VI
  • Typ II Migration ist eine Erklärung für die

„Hot Jupiters“

  • andere Vermuten vor Ort Enstehung und andere Voraussetzungen für die Scheibe
  • es ist möglich, dass auch die Wechselwirkung Planet – Scheibe zu den beobachteten Exzentrizitäten führt
  • hängt von der Stärke der äusseren Lindblad Resonanzen ab

Entstehung von Planetensystemen - Entwicklung von Planetensystemen Benjamin Mück

migration durch planetesimale
Migration durch Planetesimale
  • nicht alle Planetesimale zur Bildung von Planeten verwendet
  • Nach dem Auflösen der Scheibe führt Wechselwirkung Planet – Planetesimal zur Migration
  • Planet nach innen(aussen)

Entstehung von Planetensystemen - Entwicklung von Planetensystemen Benjamin Mück

migration durch planetesimale ii
Migration durch Planetesimale II

Sonnensystem:

  • Äußere „Eis“ – Planeten wandern nach aussen, Jupiter nach innen
  • Jupiter wirft Planetesimale nach aussen, die Anderen streuen sie nach innen, wo sie von Jupiter entfernt werden

Entstehung von Planetensystemen - Entwicklung von Planetensystemen Benjamin Mück

migration durch planetesimale iii
Migration durch Planetesimale III
  • Neptun ist in einer 3:2(j+1,j) Resonanz mit Pluto und anderen Objekten im Kuiper Gürtel
  • Neptun migriert nach aussen, so gilt für die Exzentrizität der gefangen Objekte

Entstehung von Planetensystemen - Entwicklung von Planetensystemen Benjamin Mück

migration durch planetesimale iv
Migration durch Planetesimale IV

Nizza Modell:

  • Erklärung des Sonnensystems
  • Saturn durchlief eine 2:1 Resonanz mit Jupiter Anstieg der Exzentrizitäten

Entstehung von Planetensystemen - Entwicklung von Planetensystemen Benjamin Mück

planet planet streuung
Planet – Planet Streuung
  • Nach dem Auflösen der Scheibe wirkt nur noch die Gravitation
  • Gravitative Streuung ist der wahrscheinlichste Grund für die Exzentrizitäten

Entstehung von Planetensystemen - Entwicklung von Planetensystemen Benjamin Mück

planet planet streuung ii
Planet – Planet Streuung II
  • Ein Teilchen kann eine Geschwindugkeit - Null Oberfläche nie durchqueren
  • • Teilchen bleibt dort für immer Hill Stabil

• Δ > Δc Stabil

Δc kritische Bahntrennung

(mehr Details siehe S. 67/68/69)

Entstehung von Planetensystemen - Entwicklung von Planetensystemen Benjamin Mück

planet planet streuung iii
Planet – Planet Streuung III

4 Möglichkeiten für instabile Systeme N = 2:

  • Trennung wird größer Stabil
  • Ein Planet wird rausgeworfen, der andere bleibt gebunden ( e ≠ 0)
  • die Planeten kollidieren
  • ein Planet fällt in den Stern

Entstehung von Planetensystemen - Entwicklung von Planetensystemen Benjamin Mück

zusammenfassung
Zusammenfassung
  • Planeten entstehen aus Protoplanetarischen Scheiben
  • Verklumpung zu größeren Objekten
  • Wechselwirkungen mit der Scheibe und anderen Planeten

Theorie kann gut das Sonnensystem erklären, für Extrasolare Planeten gute Ansätze

Entstehung von Planetensystemen - Zusammenfassung Benjamin Mück

literatur
Literatur
  • „Planetenenstehung“ Sebastian Wolf und Hubert Klahr, Sterne und Weltraum 2006
  • „Planetendämmerung“ Günther Wuchterl, Sterne und Weltraum 2006
  • „Lecture Notes in the formationand early Evolution of Planetary Systems“ Phil Armitage, Januar 2007
  • „Disk – Planet Interactions During Planet Formation“ Papaloizou, Nelson, Kley, Masset, Artymowics, März 2006

Entstehung von Planetensystemen - Zusammenfassung Benjamin Mück

klassifizierung ii
Klassifizierung II

Steigung αIR zwischen 2,2 und 10 µm

  • Klasse 0 : SED Maximum ~ 100 µm
  • Klasse I : αIR > 0
  • Klasse II : -1,5 < αIR < 0

 Klassische T Tauri Sterne

  • Klasse III: pre - main - sequence Sterne

(weak lined T Tauri stars)

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

struktur der scheiben ii59
Struktur der Scheiben II

für eine passive Scheibe:

  • Vertikale Isothermie angenommen
  • daraus folgt:
  • mit folgt

Scheibe weitet auf für β < ½

  • Temperaturprofil

Entstehung von Planetensystemen - Protoplanetarische Scheiben Benjamin Mück

planetenbildung60
Planetenbildung

Minimum Mass Solar Nebula:

  • Untere Grenze für die Menge an Gas für Entstehung von Planeten
  • Masse der schweren Elemente + H und He

Solare Zusammensetzung

  • Sonnensystem in Schalen aufteilen, pro Schale ein Planet
  • aufsummieren bis 30 AU 0.01 Msun

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

bildung von planetesimalen
Bildung von Planetesimalen
  • ein Teilchen mit Geschwindigkeit v und Radius a erfährt einen Widerstand im Gas
  • Widerstandkoeffiezient CD
  • für kleine Teilchen (< cm)

Epstein Regime

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

stokes
Stokes
  • Reynoldszahl
  • Widerstandkoeffizient:

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

goldreich ward mechanismus ii63
Goldreich – Ward Mechanismus II
  • Toomre Q Parameter
  • Parameter für die Stabilität der Scheibe
  • Q < Qcrit Scheibe ist instabil (Eigengravitation)
  • Q > Qcrit stabil
  • typischerweise Qcrit ~ 1

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

wachstum nach planetesimalen ii64
Wachstum nach Planetesimalen II

Kollisionen:

  • Wirkungsquerschnitt:

3 Möglichkeiten:

  • Auseinanderbrechen der Körper
  • elastische Kollision
  • Energiefreisetzung Gravitativ gebunden( im frühen Sonnensystem favorisiert)

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

bildung von gas riesen iv65
Bildung von Gas – Riesen IV
  • Für Q < 1, h/r = 0,05 bei 10 AU, Stern mit Sonnenmasse cs~0,33kms-1 Σ ≈ 103gcm²
  • höher als Schätzung basierend auf MMSN
  • Instabilität zu frühem Zeitpunkt
  • Falls eine solche Scheibe verklumpt

(MMSN siehe S. 60)

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

bildung von gas riesen v66
Bildung von Gas – Riesen V
  • Auskühl Zeit: Parameter, ob Instabile Scheibe verklumpt
  • U thermische Energie pro Einheitsoberfläche
  • für tcool < 3Ω-1 Klumpung
  • kurze Auskühlzeit schwer zu erreichen
  • bei großen Radien sehr massive Planeten oder Braune Zwerge

Entstehung von Planetensystemen - Planetenbildung Benjamin Mück

planet planet streuung ii67
Planet – Planet Streuung II
  • Roche - Potential U
  • Jacobi Konstante CJ , energieartige Erhaltungsgröße im 3 – Körper Problem
  • Geschwindigkeit v

CJ = 2U – v²

  • Geschwindigkeit – Null Oberflächen

CJ = 2U

Entstehung von Planetensystemen - Entwicklung von Planetensystemen Benjamin Mück

planet planet streuung iii68
Planet – Planet Streuung III
  • Ein Teilchen kann diese Oberfläche nie durchqueren
  • • Eingeschlossenes Volumen endlich

Teilchen bleibt dort für immer Hill Stabil

Entstehung von Planetensystemen - Entwicklung von Planetensystemen Benjamin Mück

planet planet streuung iv
Planet – Planet Streuung IV
  • Δ Bahntrennung
  • a3 = a2(1+ Δ)
  • kritische Trennung:

Δc ~ 2,40(µ2+µ1)1/3

  • Δ > Δc Stabil

Entstehung von Planetensystemen - Entwicklung von Planetensystemen Benjamin Mück