MHD turbulence in proto-planetary disks

Abstract

Die magnetisch getriebene Turbulenz in protoplanetaren Scheiben ist das Untersuchungsobjekt der vorliegenden Arbeit. Diese Arbeit geht in dreierlei Hinsicht über vorherige Untersuchungen hinaus. Erstens benutzt diese Arbeit einen Magnetohydrodynamik (MHD) Algorithmus welcher die Charakteristiken des magnetischen Riemannproblems explizit verwendet. Zweitens wurden nie zuvor globale Scheibenmodelle mit solcher hoher Auflösung, realistischen Randwertbedingungen über die vollen 360° und mehr als hundert lokalen dynamischen Zeitskalen gerechnet. Drittens gelang es hier erstmals ein dynamisches Ionisationsmodell in die nicht-idealen MHD Simulationen von globalen Akkretionsscheiben einzufügen. Alle idealen MHD Modelle zeigen subsonische turbulente Gasgeschwindigkeiten mit Mach Zahlen um 0.1 wie erwartet. Sinkt jedoch die dynamisch bestimmte Ionisationsrate und somit die Kopplung der Magnetfelder an die Materie, verringern sich die Gasgeschwindigkeiten mit der magnetischen Reynolds-Zahl Rm bis zu Mach Zahlen um 0.01 in der so genannten”Dead-zone”. Ein ähnliches Bild erhalten wir für den Akkretionsparameter α, welcher mit α = 5 · 10−3 in gut ionisierten Regionen Rm > 7000 bis runter zu α = 5 · 10−5 für Rm < 3000 sinkt. Eine weiterere Entdeckung dieser Arbeit sind Akkretionsausbrüche