Dynamics of Dust and Planets in turbulent Accretion Disks

This thesis studies the dynamics of dust and planets in turbulent accretion disks. As source for the turbulence in the disk the vertical shear instability (VSI) was investigated, a hydrodynamic instability with a unique flow pattern, that can generate weak turbulence. We first performed numerical simulations to validate the applicability of the VSI in the context of protoplanetary disks. The results of the simulations including radiation transport indicate that indeed parts of the so-called dead zone are unstable to the VSI and produce weak angular momentum transport. Encouraged by this result we studied the impact of the VSI on the dust in the disk. We added dust particles into the disk and analyzed their evolution. We found that the VSI has a strong bunching effect on the dust particles, leading to ringlike structures with enhanced dust density. These clusters are regions with faster dust growth and possibly supply the necessary conditions for the streaming instability. Furthermore we explore the interaction between the VSI and embedded planets. Here it becomes important that the turbulent viscosity of the VSI does not act the same way as the kinematic viscosity employed by the traditional alpha-model. While the gap depth and width created by the presence of massive planets is similar in models with a kinematic viscosity, the lifetime of vortices formed by the Rossby wave instability at the gap edge is not. The outer vortex is stable and the inner vortex can even migrate inwards without signs of decay. In the simulations with a smaller planet we observed up to five time faster migration rates. This is caused by a small vortex behind the planet, which is not dispersed by the turbulence, in contrast to viscous alpha-models, where they can not even be generated.Diese Dissertation untersucht die Dynamik von Staub und Planeten in turbulenten Akkretionsscheiben. Als Quelle für die Turbulenz in der Scheibe wurde die vertikale Scherinstabilität (VSI) untersucht, eine hydrodynamische Instabilität mit einem ungewöhnlichem Strömungsbild, welches schwache Turbulenz generiert. Zuerst überprüften wir mit Hilfe numerische Simulation ob diese Instabilität auf protoplanetaren Scheiben anwendbar ist. Diese Simulation ergaben, dass selbst unter Einbeziehung von Strahlungstransport die sogenannte tote Zone anfällig für die VSI ist und einen schwachen Transport von Drehimpuls erzeugt. Ermutigt von diesen Ergebnissen haben wir den Einfluss der VSI auf den Staub in der Akkretionsscheibe untersucht. Dazu fügten wir Staubteilchen in die Akkretionsscheibe ein und untersuchten deren Entwicklung. Dadurch entdeckten wir, dass die VSI einen starke Klumpung von Staubteilchen hervorruft, was zu ringförmigen Strukturen mit erhöhter Staubdichte führt. In diesen Staubansammlungen kann der Staub schneller anwachsen und außerdem ist dieser Bereich möglicherweise anfällig für die Strömungsinstabilität. Außerdem untersuchten wir die Wechselwirkung zwischen der VSI und eingebetteten Planeten. Hier ist es nun wichtig, dass die turbulente Viskosität der VSI nicht wie eine kinematische Viskosität wirkt, die üblicherweise in alpha-Modellen verwendet wird. Zwar ist die Tiefe und Breite der Lücke, die durch massive Planeten erzeugt wird, sehr ähnlich in Modellen mit kinematischer Viskosität, allerdings sind die Vortizes die von der Rossby Welleninstabilität am Rand der Lücken erzeugt werden deutlich stabiler. Der Vortex am inneren Rand kann sogar einwärts migrieren, ohne Anzeichen eines Zerfalls zu zeigen. In den Simulationen mit kleineren Planeten beobachteten wir bis zu fünf mal höhere Migrationsraten. Dies wird durch einen kleinen Vortex hinter dem Planeten verursacht, der nicht durch die Turbulenz aufgelöst wird. Im Gegensatz dazu können diese Vortizes in viskosen alpha-Modellen nicht einmal erzeugt werde