Comet Formation in the Framework of Streaming Instability
The bodies of the solar system formed 4.6 Gyr ago in the protoplanetary disk around the young protosun. Starting with submicrometre-sized dust and ice grains, collisions and coalescence led to the formation of aggregates, planetesimals, and eventually planets. Comets are believed to be the kilometre-sized icy planetesimals that were not accreted into larger bodies and have survived until today. It is poorly understood how bodies manage to grow to sizes larger than about millimetre to decimetre because bouncing and fragmentation terminate growth well below kilometres. Streaming instability arising from the coupling between the gas and millimetre- to decimetre-sized dust aggregates via drag is a promising mechanism to bridge this gap. The instability produces locally high dust densities which collapse due to self-gravity and form planetesimals in the size range kilometres to a few hundred kilometres. Planetesimal formation through streaming instability predicts objects with characteristic properties of comets. This thesis investigates the formation of comets in the framework of the streaming instability. Aggregate growth in the solar nebula is modelled to find the specific properties of the aggregates that eventually trigger the streaming instability. Simulations of the gravitational collapse of a cloud of porous aggregates (pebble cloud) are conducted to address the questions how aggregate properties change during the collapse and whether or not the resulting planetesimal has the properties of a comet.
Die Körper im Sonnensystem entstanden vor 4.6 Milliarden Jahren in der Protoplanetaren Scheibe um die Sonne. Ausgehend von weniger als einen Mikrometer großen Staub- und Eiskörner, bildeten sich Staubagglomerate, Planetesimale und letztendlich Planeten. Man nimmt an, dass es sich bei Kometen um die Überreste jener kilometergroßen, eishaltigen Planetesimale handelt, die nicht zu größeren Objekten heranwachsen konnten. Es ist jedoch nur unzureichend Verstanden, wie Körper überhaupt größer als etwa Millimeter bis Dezimeter werden können, da elastische Stöße und Fragmentation bei dieser Größe dem Wachstum eine Ende setzen. Eine Strömungsinstabilität, die durch die Kopplung zwischen Gas und millimeter- bis dezimetergroßen Staubteilchen mittels Reibung entsteht, ist ein vielversprechender Mechanismus für das Enstehen kilometergroßer Planetesimale. Die Instabilität erzeugt lokal sehr hohe Dichten von millimeter- bis dezimetergroßen Staubteilchen, die auf Grund der Eigengravitation kollabieren und Planetesimale im Größenbereich Kilometer bis einige hundert Kilometer bildet. Auf diese Art und Weise entstehen Planetesimale, die die charakteristischen Eigenschaften von Kometen aufweisen. In dieser Dissertation wird die Entstehung von Kometen im Rahmen dieser Strömungsinstabilität untersucht. Das Staubwachstum in der Protoplanetaren Scheibe um die Sonne wird simuliert, um die Eigenschaften derjenigen Teilchen zu bestimmen, die die Strömungsinstabilität auslösen können. Der Gravitationskollaps von Wolken aus diesen porösen Staubtagglomeraten (Pebble Clouds) wird simuliert, um der Frage nachzugehen, wie sich die Eigenschaften der Staubteilchen während des Kollaps verändern und ob die resultierenden Planetesimale die Eigenschaften von Kometen aufweisen.
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