 bread-and-toast und viel Spaß beim Talk. Also in diesem Talk geht es viel um unserem Platz im Solarsystem und um unsere Rolle. Und die nächsten Speaker werden euch jetzt nahe bringen, wie wir Technik benutzen können, um das zu simulieren, und wie wir auch mit der Technik tatsächlich Planeten wachsen lassen können. Die Speakerin ist Studentin oder ausgebildet in Astrophysik und Physik. Und andere Speakerin ist Speakerin für Physik in der Heidelberg-Universität. Genau. Hallo alle zusammen. Das ist eine fancy Animation, oder? Das Coolste daran ist tatsächlich, dass da echte Physik drin mitspielt. Dieses Objekt gibt es tatsächlich im Währendraum. Das ist auf dem Konfigur designed worden. So sieht es ungefähr aus, wie unser Solarsystem ausgesehen hätte am Anfang. Danke, dass ihr hier seid und danke, dass wir uns ermöglicht, diese Sachen zu machen. Wir sind beide Wissenschaftler in Astrophysik und wir konzentrieren uns auf, wie Planeten entstehen. In diesem Tag wollen wir euch ein kleines bisschen die Physik zeigen und wie wir das übersetzen können, sodass Computer das berechnen können. Lass uns doch erstmal diese Frage fragen. Was ist das Universum oder was ist im Universum? Der größte Teil des Universums ist etwas, das wir nicht verstehen. Das ist dunkle Materie und dunkler Energie. Wir wissen nicht, was das ist, noch, und das ist alles, was wir nicht sehen können in diesem Bild. Was wir aber schon sehen können, sind Sterne und Galaxien. Und darauf wollen wir uns jetzt konzentrieren in diesem Talk. Wenn wir es sehen können, warum würden wir also einem Computer zuschauen wollen? Weil alles in der Astronomie lange Zeit braucht. Die Galaxien, genauso wie unsere, sind so riesig. Wir leben in diesem ganz kleinen Teil. Und wie ihr wisst, braucht die Erde ein Jahr, um die Sonne zu orbiten. Und jetzt überlegt euch mal, wie lange die Sonne braucht, um den zentralen Stern zu orbiten. Das braucht 400 Millionen Jahre. Und allein die Formung eines Sterns braucht 10 Millionen Jahre und wir können da nicht zuschauen. Deswegen brauchen wir Computer uns das anzuschauen. Wenn wir also den Nachtschirmel anschauen, was sehen wir dann also? Natürlich sehen wir Sterne und Nebulas. Das ist hauptsächlich Gas und Staub. All diese Bilder wurden vom Hubble-Teleskop geschossen. Eines dieser Bilder gehört dann natürlich nicht rein. Wie könnt ihr euch raten, welches? Es sieht sehr ähnlich aus. Das gibt uns also die Idee, dass wir die Gase im Universum als Flüssigkeiten bezeichnen, beschreiben können. Also wir können nicht jedes, das Gas nicht durch jedes einzelne Monikül darstellen, aber wir können uns vorstellen, dass eine Flüssigkeit ist. Und dadurch können wir sie simulieren. Das werden wir gleich noch brauchen. Wir gucken uns erstmal an, wie sich ein Sternen formt. Zu Beginn hat man eine große Wolke aus Staub und Gas und alles bewegt sich irgendwie. Und mit der Zeit staucht sich das alles so ein bisschen zusammen. Es wird dichter. Und mit der Zeit können diese Klumpen aus Gas und Staub kollabieren zu einem Sternen. Das ist im Prinzip der grundsätzliche Mechanismus, wie ein Stern sich bildet. Und das geschieht alles durch Gravitation. Und man sieht, dass aus dieser großen Wolke eine Scheibe wird. Und die Scheibe ist hinterher das Sonnensystem. Warum wird das eine Scheibe aus der großen Wolke? Das liegt daran, dass die Wolke ein kleines bisschen rotiert. Und wenn sie kollabiert, dann wird sie mit der Zeit immer schneller. Ihr könnt euch das vorstellen wie bei einer Pizza. Wenn ihr ein Stück Teig nimmt und sie rotiert, dann wird sie immer dünner und dünner. Und irgendwann bekommt man eine Scheibe. So könnt ihr euch das vorstellen, dass es auch beim Sonnensystem funktioniert. Dann hat man das ganze Gas in der Scheibe. Und aus dem Gas in der Scheibe formen sich dann die Planeten. Wie kommt man von diesem Gas zu den Planeten? Der Staub muss so ein bisschen wachsen. Und er wächst dann immer weiter. Erstmal nur leichter Staub, Ansammlungen, dann Steine. Dann kleine Grundplaneten, sozusagen, und dann hinterherrichtiger. Also, wie wird das genau passiert? Diese Bilder habe ich in meiner Wohnung aufgenommen. Und wenn man sich jetzt so zwei Steine vorstellt und ihr wirft diese beiden Steine zusammen, dann werden die erstmal nicht zusammenhalten. Die werden erstmal ineinander krachen und in tausend kleinere Teile sich zerlegen. Wir sehen hier, und wir stehen auf einem Planeten, der beweist, dass sich Planeten formen können. Aber wie passiert das? So richtig herausgefunden, so richtig festgestellt haben wir das noch nicht. Das ist ein sehr schwer beobachtbarer Prozess, weil Planeten extrem klein sind im Verhältnis zu Sternen. Und selbst Sterne sind ja nur ein winziger Punkt im Sternenhimmel. Und deshalb müssen wir einen winzigen Punkt in der Scheibe ringsum einen Stern beobachten, wo schon der Stern schwer zu beobachten ist. Deshalb, wie funktioniert dieser Prozess? Wir gucken uns da mal an, wie wir das im Computer simuliert haben. So, irgendwie haben wir ja schon mal alle die Natur gesehen. Sie ist wunderschön und etwa so ein bisschen, stellen wir uns mal ein Wasser vor, so ein hin- und herschwankendes Wasser. Und jetzt haben wir das alle mal gesehen. Jetzt müssen wir das aber unserem Computer beibringen. Und dafür brauchen wir Modelle. Es gibt da zwei grundsätzliche Modelle für, mit denen wir das Wasser diskretisieren können. Das eine ist die Lagrange-Beschreibung. Dabei nimmt man kleine Blasen von Wasser oder kleine Bälle, kleine Wasserbälle. Und jeder dieser Bälle hat eine Geschwindigkeit und eine Masse und daher auch ein Momentum. Und wir produzieren da eine Menge Teilchen davon und gucken uns an, wie sie sich bewegen. Dann kollidieren sie miteinander und das untersuchen wir. Das ist ein Weg. Das wurde letztes Jahr schon beschrieben in einem Talk, der war sehr gut und ich kann nur empfehlen, euch den anzugucken. Aber es gibt auch noch einen zweiten Weg, mit dem man die Flüssigkeit diskretisieren kann. Dazu benutzt man nicht die Teilchen der Flüssigkeit, sondern man diskretisiert den Raum. Dazu erzeugt man dieses Gitter. Ihr seht hier, jeder Teil des Gitters hat eine bestimmte Füllung und wir gucken uns jede einzelne dieser Boxen an und jede Box hat einen Einfluss, ein Ausfluss und einen Volumen. Mit diesem Volumen geht eine Masse einher, die in dieser Box sitzt und auf die Art und Weise diskretisieren wir das ursprüngliche System. Und wir tun das jetzt auch so mit dem System der Scheibe. Dafür benutzen wir nicht diese rechteckigen Boxen, sondern etwas andere Boxen, die so aussehen wie eine Scheibe. Sieht ihr oben links. Und wir machen damit genau dasselbe wie vorher. Wir gucken uns an, was geht durch die Oberflächen der Boxen und was ist da drinnen. Das ist jetzt, wie diese beiden Methoden sich aussehen, wenn man sie am Computer simuliert. Die eine habe ich gemacht. Ich habe die Raumbox-Methode gemacht. Ein Kollege hat das mit den Bellen gemacht. Man sieht an den Farben, wie sich die Strukturen verhalten. Man hat diese Zirkelstrukturen auf beiden Seiten. Aber auf der linken Seite hat man diese Kreise. Das sind die Blasen von vorher. Auf der rechten Seite hat man solche Cutouts. Auf der rechten Seite sieht man Artifakte der Boxdiskretisierung, die wir haben. Wenn man zu geringen Dichten geht, werden diese Blasen, die wir hatten auf der linken Seite, zu groß. Dadurch wird das nicht mehr sehr akkurat. Auf der rechten Seite können wir die innere Seite nicht berechnen, weil die Dichte da zu groß war. Beide Seite haben ihre Vor-Nachteile, aber wir wollen fürs Erste uns auf die rechte Version konzentrieren, wo man diese schönen Eigenschaften der Flüssigkeit sieht, das Gase sieht. Wir gehen erst mal wieder zurück zu den Boxen. Wir müssen den Fluss zwischen den beiden Boxen angucken, also dass wie Masse hin und her fließt. Wir haben zwei Dichten, also zwei Boxen mit einer bestimmten Dichte, Rohr 1 und Rohr 2. Und wir haben den Fluss dazwischen bezeichnet mit F. Wenn man das auf Mathematisch schreibt, wird das zu dieser Formel her. Die Formel besagt, dass die zeitliche Ableitung der Dichte, also die Änderung der Dichte über Zeit, die Änderung mit der Zeit der Dichte, und dieses lustige, dieses großlustige Dreieck, nennt sich Mablam, ist auch eine Ableitung, eine Änderung, nämlich die räumliche Änderung. Man kann sich das vorstellen als ein Anstieg, ein Berganstieg. Und jedenfalls das korreliert mit etwas, nämlich den Fluss in die Box. Und jetzt haben wir in der Physik ein paar verschiedene Prinzipien, die wir in der Physik immer befolgen müssen, die eigentlich allgemein wissen sind. Die erste ist die Massenerhaltung. Wenn wir etwas in der Box haben, bleibt das in der Box. Wenn es so ist, bleibt die Masse in der Box und die Masse geht auch nirgendwo hin. Wenn was in der Box ist, dann sollte auch Magisch nichts aus dieser Box verschwinden. Es sollte alles drin bleiben. Es sollte alles in der Box bleiben und auch wenn die Teilchen ein bisschen rumhüpfen mit einer gewissen Geschwindigkeit, bleiben sie trotzdem drin und es bleibt die gleiche Anzahl Teilchen. Und das ist auch die gleiche Gleichung wie vorhin. Das zweite Prinzip, das auch sehr rudimentär ist, ist, wenn wir Energie in einer komplett abgeschlossenen Box haben, zum Beispiel diese netten Chemikalien hier und wir haben eine gewisse Temperatur, dann in diesem Fall zum Beispiel ist die Temperatur sehr niedrig, wie beispielsweise draußen, zum Beispiel null Grad, dann haben wir diese netten Chemikalien und zu irgendeinem Zeitpunkt werden die dann reagieren und plötzlich haben wir sehr viel weniger chemische Energie und sehr viel mehr thermale Energie. Aber insgesamt die komplette Energie bleibt genauso. Also die Summe hier zeigt, wie die thermale und die chemische Energie bzw. die Summe davon eben gleich bleibt. Also das Potenzial und die Bewegung summieren sich zu gleichen Ergebnissen auf. Und das sollte sich auch nicht ändern innerhalb von dieser geschlossenen Box. Und das dritte Prinzip, das kennt ihr alle, das ist Momentum- oder Impulserhaltung mit einer gewissen Masse und Geschwindigkeit und wenn eine kleine Masse in eine gewisse große Masse reinfällt, dann hat man eben diese Geschwindigkeit und die große Masse übernimmt dann die kleine Geschwindigkeit und bewegt sich weit. Damit wird quasi der Impuls erhalten. Das heißt, die Geschwindigkeit mal der Masse von einem Objekt ist das Gleiche wie die andere und das Produkt bleibt bei beiden das Gleiche. Und wir haben in unseren Simulationen eben auch die Aufgabe diese Regeln zu befolgen und wir müssen das auch hineinprogrammieren. Also das klingt vielleicht nicht ganz so einfach am Anfang oder klingt einfach, aber ist es eigentlich nicht. Das ist die Navier-Stokes-Ableitung und ist auch noch nicht komplett gelöst. Aber alles, was wir hier rot haben, sind die Ableitungen und wir haben unsere Erhaltungsregeln, die bleiben müssen. Aber es sind eben auch andere physische Attribute, die wir behalten müssen. Zum Beispiel den Druck, zum Beispiel die Viskosität, die Kompression, also alles, was sich zusammendrückt, wie stark unsere Flüssigkeiten zusammenhängen und natürlich auch die Schwerkraft. Das heißt, es sind einige zusätzliche Faktoren mit dabei, die wir auch hinzufügen müssen und die auch mitbedacht werden müssen. Und die hängen auch davon ab, welche Position wir haben und wie sich diese Positionen verändern. Und diese Ableitungen sind nicht sehr gut für unsere Computer, weil die Computer eben diese drei Ecken nicht verstehen. Das heißt, wir müssen Wege finden, um das zu quasi unseren Computern übersetzen. Einer der Wege, um das zu tun, also das unseren Computer beizubringen, ist die einfachste Variante, ist die eulerische Methode. Und da können wir einfach sagen, wir haben jetzt diese furchtbare Ableitungen, die wir eigentlich nicht mögen, und die möchten wir loswerden. Und da schauen wir uns jetzt einfach nur eine Box an und sagen, wir haben in dieser Box jetzt einen neuen Wert für die Dichte in dieser Box. Und dieser Wert ist die vorherige Dichte, plus der Fluss, der Zufluss und der Abfluss, mal der Messung von eben diesem Zufluss. Und wir müssen eben diesen Fluss berechnen und wir sagen, dieser Fluss ist, wenn wir hier anfangen, an Anfang dieser Kurve, und überprüfen diesen Trend, wohin diese Kurve eben geht. Und zu unserem nächsten Zeitschub haben wir dann eben eine andere Dichte. Und dann machen wir das nochmal und nochmal und zu diesem Zeitpunkt sehen wir, wo geht dieser Trend jetzt hin. Und am Ende sind wir dann hier und das machen wir dann weiter. Und wir versuchen einfach eben diesen Fluss zu finden und das ist der Trend zu diesem Zeitpunkt in der Zeit. Und wenn wir uns weiter bewegen, geht es eben weiter nach oben und nähert sich der Kurve an. Und das machen wir eben zu jedem Zeitpunkt und dadurch berechnet dann unsere Simulation die Dichte von einer Box über verschiedene Zeitstufen. Das funktioniert so in etwa. Die blaue Kurve ist die analytische und das ist die andere die Simulation. Und die Frage ist aber immer noch, weil es eben nicht perfekt ist, können wir das besser machen. Ja, es gibt eine bessere Variante. Wir nehmen ein paar Mehrschritte auf dem Weg dahin und versuchen eben eine bessere Auflösung davon zu kriegen. Zuerst berechnen wir eben das Gleiche wie vorher. Wir gehen zu einem gewissen Zeitpunkt und berechnen den Trend und zwar die Richtung von dem einen zu dem anderen Punkt, aber diesmal nehmen wir nur einen halben Zeitpunkt, also nur die Hälfte von dem einen Zeitpunkt zum anderen. Und wir schauen uns eben diesen halben Zeitpunkt an und überlegen uns, wo wir dieser Trend hin. Und dann nehmen wir diesen Punkt und wo der hingehen würde und fügen den eben zu dem anderen Trend hinzu. Und damit haben wir dann den Durchschnitt von diesem Punkt zu dem anderen und den Durchschnitt von diesem Trend und dem anderen Trend. Und damit haben wir eben die dunkelorange Kurve. Und dann nehmen wir den Trend, den wir ausgerechnet haben und vergleichen ihn mit dem Trend davor, entscheiden uns für den besseren. Und eben nur zu einem halben Schritt. Und dann machen wir das nochmal und versuchen den Trend zu finden und nehmen dann wieder auch den Durchschnitt von diesem und dem davor und haben eben den durchschnittlichen Trend von dazwischen genommen und haben dann eine etwas nähere Annäherung an die tatsächliche Kurve. Und das können wir auch noch ein bisschen besser machen, wenn wir eben den letzten Punkt nehmen und es damit dann im Durchschnitt ausrechnen. Da haben wir dann zum Beispiel den letzten Punkt und dann rechnen wir eben diesen und den anderen zusammen und haben am Ende dann den besseren Durchschnitt, der um einiges akkurater ist, als was wir vorher ausgerechnet haben. Es ist ein bisschen komplizierter als der andere Weg, aber es ist fast wie die eigentliche Kurve, die wir haben wollten. Und wenn wir jetzt eben beide vergleichen, haben wir einmal die analytische Kurve über die Zeit in eben einer Box. Und das ist die Art und Weise, wie sich die Dichte erhöhen sollte und nehmen jetzt eben beide numerische Methoden und sehen dann auch, wie die beiden Kurven sich entwickeln. Und wenn wir kleinere Zeitschritte nehmen, sehen wir, dass sich auch die eulische Methode annähert, aber die Runge-Kutta-Methode ist um einiges akkurater. Und die Methode ist auch um einiges schneller und besser, auch wenn die Berechnung um einiges schwieriger ist. Wenn wir Objekte in der Astrologie vergleichen oder berechnen, dann vergleichen wir sie immer mit Objekten, die es tatsächlich gibt. Das hier ist ein gigantisches Teleskop, das aus mehreren großen Teleskopen besteht, die man alle zusammenstecken kann und ein großes Teleskop darauf machen kann. Es macht Fotos von Staub im Himmel. Das benutzt man, um diese Scheiben um Sterne herum zu fotografieren. Diese Bilder waren jetzt von letztem Jahr. Bevor wir diese Bilder hatten, hatten wir nur Bilder mit wenig Auflösung. Das waren einfach nur so warberige Blobs. Jetzt haben wir diese Disks und wir sehen dünnere Ringe und dickere Ringe, Spiralstrukturen und Features, die nicht wirklich symmetrisch sind. Es ist noch nicht ganz geklärt, wie das geformt ist, wie das sich formuliert hat. Was wir uns herauszufinden, hat ein Kollege von mir dieses kleine Objekt genommen mit dieser Asymmetrik. Das sind zwei von den Bildern, die ihr gerade gesehen habt. Das ist seine Simulation davon. So sieht das aus am Anfang wahrscheinlich. Und er hat drei Planeten reingetan und hat diese Simulation laufen lassen. Und was wir dann also hier sehen, ist, dass der Stern ausgeschnitten wird, wie so eine Kassette. Diese Sachen innen drin sind sehr klein und es würde sehr lange dauern, um das alles zu berechnen. Deswegen lassen wir diesen Spot in der Mitte also raus. Und was wir hier sehen, sind drei Planeten, die mit dem Material in dieser Scheibe interagieren. Und wir können sehen, dass diese Planeten diese Sache auftauchen lassen können. Und am Ende haben wir dann also etwas, das ungefähr so aussieht wie das, was wir haben wollen. Wie das, was wir sehen wollen. Damit könnten wir dann sagen, dass drei Planeten diese Formationen durchaus hätten verursachen können. Es ist ein kleines bisschen elliptisch, weil es nämlich verschoben ist von unserer Sichtperspektive. Es wäre rund, wenn wir es genau von vorne sehen würden, aber es ist ein bisschen geneigt. Deswegen schaut es aus wie eine Ellipse. Also wir haben jetzt gesehen, dass wir Planeten in dieses Gas tun können und Strukturen generieren können daraus. Eine andere sehr interessante Sache, die wir letztes Jahr gefunden haben und vor letztes Jahr tatsächlich nicht angefangen haben zu finden, ist nämlich dieses System, PDS 70. Das allererste Mal haben wir in diesem System einen Planeten gefunden, der tatsächlich komplett in dieser Scheibe enthalten ist. Normalerweise ist das Gas und der Staub, der hauptsächliche Grund, der ein Signal aussendet oder ein Zeichen aussendet, das wir sehen. Aber in diesem Fall war der Planet groß genug und in der richtigen Position, so dass wir den Planeten tatsächlich sehen konnten. Und später dann, genau noch in diesem Jahr, ein paar Monate, dann tatsächlich her, haben wir herausgefunden, dass es nicht das einzige Objekt hier ist. Dieser Spot hier ist auch noch was. Wir können es also in verschiedenen Stärken sehen. Und jedes dieser Bilder ist eine verschiedene Form von Staub oder Gas, eine verschiedene Größe von Staub und Gas. Man sieht also ein Planeten hier und was anderes, von dem wir nicht wissen, was es ist. Es ist wie ein Punkt und produziert ein Effekt, den wir hier auch in einer anderen Form von Signalen sehen. Das ist das erste Mal, dass wir tatsächlich eine Form in den Planeten sehen, innerhalb dieser Scheiben. Ein Kollege von mir ist sehr stark interessiert an diesem System und daran, wie die Planeten in der Scheibe die Dynamik dieser verändern. Und wiederum hier, weil die Scheibe etwas geneigt ist für uns und nicht direkt senkrecht zu uns steht, sieht man das auch in diesem Bild. Das Ganze direkt von oben simuliert und da sieht man diese kleinen Klumpen. Das sind die Planeten mit einem hier in dem rechten Bild etwas näher dran gesummt. Und da sieht man auch von der Auflösung her die Simulationsboxen. Wie auch immer, er hat nur darauf geguckt, wie sich die Planeten, wie die Planeten die Struktur ändern und wie das Gas mit den Planeten interagieren würde. Und so dann sieht man sich, wie die Planeten hin und her schieben und die Planeten öffnen quasi einen Bereich in dem Gas. Wir sehen dadurch hier einen breiten Ring. Und nach und nach räumen die Planeten immer mehr der Fläche frei und man bekommt eine etwas hin und her springende Struktur. Es ist sehr schön anzusehen und man sieht auch, dass die Planeten in der gesamten Scheibe so spiralen produzieren. Das bedeutet, ein einzelner Planet wird die Symmetrie der ganzen Scheibe ändern. Der Grund, warum der Planet immer im Mittelpunkt des Bildes auf der rechten Seite ist, ist, dass wir auf den Planeten fokussiert haben und das Bild, also die Kamera, die dieses Bild nimmt, auch mit um den Stern rotiert. Da gibt es aber noch mehr, weil, wie ich vorhin gesagt habe, in der Naviasturchsgleichung steckt eine ganze Menge verschiedener Physik. Eine der Sachen ist beispielsweise, dass man nicht nur den Stern in der Scheibe hat und ein paar Sterne oder vielleicht auch mehrere Sterne da drin hat, man hat auch eine Wechselwirkung zwischen dem Stern und den Planeten. Jeder dieser Planeten hat eine Wechselwirkung mit dem Stern, aber natürlich haben auch die Planeten untereinander Wechselwirkungen. Und am Ende muss man alle diese Kräfte Wechselwirkungen beachten und dadurch bekommt man, dass die Ansammlung von Masse in etwa so aussieht. Also Ansammlung bedeutet, dass das Gas in der Scheibe durch ein darin befindliches Objekt gebunden wird. Also das Gas, das der Staub springt dann in Richtung dieses Objektes und bleibt dran und wird nicht mehr frei durch die Gegend fliegen, weil es komplett daran gerunden ist. Das Prinzip davon wäre dann in einer Simulation, die ich letztes Jahr veröffentlicht habe. Hier sieht man einen Doppelstern. Ich habe versucht, ihn so in etwa am selben Ort zu halten und jedes Bild ist jetzt eine Umdrehung der beiden Sterne und dann sieht man, dass man zwei Planeten hat. Was interessant daran ist, dass diese beiden Planeten so miteinander interagieren, dass sie auf genau dem selben Orbit um die Sterne landen. Und sie starten und relativ schnell in der Simulation enden sie auf dem selben Orbit. Eine andere Sache. Mit der Ansammlung sieht man, dass Wolken von oben auf den sich formenden Sternen herunterfallen. Alles, was man hier sieht, ist Wasserstoffgas und es ist eine sehr frühe Phase. Die Scheibe ist noch nicht sehr flach und man sieht, dass das Gas von oben hereinfällt. Im Stern sammelt sich dann diese Masse an und man sieht das in dieser Simulation. Eine andere Sache, die man beachten muss, ist, dass bisher haben wir uns nur um Massen und Dichten gekümmert, aber wir sehen natürlich, dass ein Stern auch ziemlich warm ist, hoffentlich, weil ansonsten werden die Temperaturen hier nicht sehr angenehm. Und verschiedene Chemikalien haben unterschiedliche Kondensationspunkte. Das ist auch wahr in so einem System hier. Wir starten mit der Sternentemperatur. Auf der Oberfläche des Sternens haben wir etwa 4.000 Kelvin. Wenn man dann ein bisschen in die Disk hineingeht, hat man irgendwann einen Punkt, wo das erste Mal allgemein festes Material ist, weil es kalt genug ist, dass etwas kondensiert, z.B. Eisen bei 1.500 Kelvin. Etwas weiter außen bekommt man schon festes Wasser. Das ist bei etwa 200 Kelvin. Das würden wir brauchen, um einen Planetenformen zu können, der Wasser hat. Weil wenn das Wasser nicht in seinem festen Zustand ist, dann wird es nicht auf den Planeten herunterfallen. Das ist also ziemlich wichtig für unsere Welt. Wenn wir noch weiter rausgehen, dann hat man auch andere Gase, die dann fest werden, also die dann kondensieren zu festen Körpern, wie z.B. CO2 oder Methan. Weil wir nur Wasser auf einem Planeten finden können, wenn die Temperatur niedrig genug ist, dass Wasser zu Eis wird, ist es wichtig darüber nachzudenken, wo in unserer Scheibe, die sich bildet, Wasser sein kann, damit sich so etwas wie unsere Erde bilden kann. Aber das ist jetzt hier ein, wenn wir jetzt dieses, ein sehr einfaches Bild und da sehen wir einfach nur eine klare Linie, aber in Wirklichkeit ist das wesentlich komplizierter, weil wir haben in der Scheibe Druck und Schockwellen und in Thermodynamik geht es im Großen und Ganzen nur um Kollision von Teilchen. Die Gastemperatur ist dadurch bestimmt, wie schnell das Gas ist und dann eben wie schnell sie ineinander knallen und einen Impuls austauschen. Das Erste, was man natürlich hat, ist, man hat eine große Geschwindigkeit von außerhalb durch die Schockwelle und dann gleichzeitig im Inneren, wenn man im Inneren eine hohe Dichte hat, dann bekommt man natürlich auch eine ganze Menge Kollision und der Druck steigt dadurch an. Das bedeutet natürlich, dass wenn sich der Druck erhöht in einem System, man nach und nach eine höhere Temperatur bekommt. Und plötzlich, plötzlich hat man verschiedene Dichten an verschiedenen Orten. Ein Kollege von mir hat das auch mal simuliert. Man startet hier mit der initialen Bedingung, dass wir einen schönen Planeten hat, auf etwa der Entfernung der Erde zur Sonne und auf dem zweiten Bild auch. Aber wir gehen davon aus, dass etwas weniger Hitze auf die Oberfläche der Scheibe kommt. Und hier hat man diese Scheibe so weit wie der Jupiter, den Planeten auf der Entfernung des Jupiters. Wenn wir uns jetzt angucken, wie sich das Ganze entwickelt, wenn wir das über die Zeit simulieren, dann bilden sich solche Spiralen. Und wir sehen jetzt, dass überall da, wo man Orange sieht, dort ist es heißer als Nullgrad Zelsus, wo sich Wasser konzentrieren kann. Das bedeutet selbst, wenn wir den Planeten so weit hinaus setzen wie Jupiter, findet man immer noch Regionen im Inneren des Systems, wo kaum Wasser ist. Ein weiteres Problem in astrophysikalischen Simulationen ist, dass wir nicht immer wissen, wie wir unsere Boxen formen müssen oder wie klein die sein müssen. Wir erneuern diese Boxen, wenn wir sie rum ändern. Und dass die rote Flüssigkeit bewegt sich eben in die eine Richtung und die blaue Flüssigkeit bewegt sich in die andere Richtung. Und an der Grenze geraten diese beiden Flüssigkeiten aneinander und mischen sich manchmal etwas. Und wir wissen nicht genau, wie, bevor wir die Simulation starten. Und wenn wir die Simulation starten, dann ändern wir die Boxen, um zu sehen, wie sich das entwickelt. Am Anfang brauchen wir nicht viel und wir sehen, es ändert sich nicht viel, das ist hauptsächlich die Fluss davon. Aber an den Grenzen sehen wir, wie sich die Flüssigkeiten vermischen. Also verändern wir die Formen der Zellen, so wie wir sie eben brauchen. Und das wird in einem astrophysischen Programm gemacht, das nennt sich Arepo. Und das zeigen wir euch später noch ein bisschen, also beziehungsweise welche Programme es noch gibt, um solche Simulationen eben auszuführen. Aber eine andere Simulation, die ich euch zuerst zeigen will, ist auch eine mit Arepo erstellte. Und das ist eine Simulation vom Universum. Und zwar, wie weit eben diese Entfernung ist. Und jeder dieser Punkte, die ihr hier seht, ist so groß wie ein Universum oder sogar noch etwas mehr. Und ihr könnt sehen, dass es hier in manchen Gegenden sehr leer ist. Und wir bewegen uns hier in diesem Universum, in diesem simulierten Universum. Und diese Regionen sind leer. Das heißt, wir brauchen nicht viele Boxen, um diese Gegenden zu simulieren. Aber in dichteren Regionen, wo viel mehr Material existiert, brauchen wir kleinere Boxen, um das zu simulieren. Und die Methode, die ich euch gezeigt haben, wo wir die Boxen eben umformen, um das zu simulieren, braucht eben dann relativ viel. Also seht ihr eigentlich die Entstehung des Universums, die initiale Energiemassen, wie sich die initiale Massenverteilung kollabiert in dieser Simulation. Also es gibt verschiedene Programme, wie ich schon erwähnt habe. In Astrophysik 3 davon haben wir hier. Die sind alle Open Source und die könnt ihr euch alle runterlagen und auf euren eigenen Laptops verwenden. Aber es gibt mehr. Es gibt um einiges mehr. Manche davon sind Open Source, manche nicht. Und manchmal ist es ein bisschen schwieriger, sie zu bekommen. Aber wir zeigen euch die zwei Fargo 3D und Pluto in ein bisschen detailliertere Version. Und ein bisschen detaillierter, als wir euch arepo zeigen, weil wir normalerweise diese zwei verwenden. Was ich euch zeigen möchte mit eben dieser Folie ist, dass abhängig von, was ihr simulieren möchtet, müsst ihr euch aussuchen, welches Programm ihr wählt. Das eine ist, dass in der Astrophysik das ganze Programm als Code bezeichnet wird. Das heißt, wenn ich Code sage, dann meine ich das gesamte Programm. Also schauen wir uns Fargo 3D an. Es ist ein hydrodynamischer Code. Und was ihr hier seht, sind Input-Parameter. Das ist eine Datei mit Input-Parametern. Und zu sehen, wie eine Scheibe aussieht. Und wie viel Masse diese Scheibe hat, wie groß sie ist und welche Planeten sind. Hier zum Beispiel Jupiter ist eingefüllt. Und wir definieren auch, wie groß unsere Boxen sind. Dieses Programm ist in C geschrieben. Und das ist sehr nett, weil sehr viele astrophysische Programme noch in Fortran geschrieben sind. Und das ist für mich sehr gut, weil ich kein Fortran kann. Und das können wir einfach ausführen. Und was typisch ist für Fargo ist, hier seht ihr die, das Kompilieren davon auf meinem eigenen Computer. Das heißt, ich brauche keinen guten Computer dafür. Und jetzt lassen wir das laufen. Und ganz typisch für Fargo ist, dass man ganz viele Punkte erhält. So wie hier jetzt. Ihr kriegt einfach sehr viele Punkte. Und manchmal kriegt ihr auch ein bisschen Outputs. Und diese Outputs sind sehr, sehr große Dateien mit Zahlen. Wenn ihr euch die anschaut, sind sie nicht wahnsinnig interessant. Es sind einfach nur Zahlen, etwas, was etwa auch schon wie eine Textdatei. Und ein großer Teil von Astrophysik ist eben auch das Visualisieren von diesen Daten. Nicht nur das Erstellen, sondern auch das Kreieren von Bildern, damit wir eben auch die Filme daraus machen können. Dafür nehme ich normalerweise am liebsten Python, zum Beispiel MatPortlib. Aber es gibt sehr viele verschiedene Tools, um die Daten zu visualisieren. Und das hier ist der Output von dem Beispiel, was wir eben gesehen haben. Und die Jupiterscheibe, die ich hier definiert habe in der Parameterdatei, fängt schon an und kreiert schon ein paar Spiralen. Und wenn ich es weiterlaufen lassen würde, würden wir mehr Spiralen sehen oder deutlichere Spiralen sehen. Und jetzt haben wir eben ein Planeten hier auf unserem Computer. Also, wir haben natürlich auch Pluto. Pluto hat ein paar mehr Setup-Dateien. Wir brauchen hier tatsächlich drei Dateien, um es drunterzubrechen. Diese Datei definiert mein originales Grid, meine ursprünglichen Werte, die Simulationszeit, Parameterwerte und den Output. Danach geht es weiter. Wir schreiben hier tatsächlich ein kleines bisschen Code, um zu sagen, wie die Gravitation behandelt wird, was die Quelle der Gravitation ist. Oder was in der inneren Region, wo dieser dunkle Spot ist, passiert, was passiert, wenn Gas diesen Punkt erreicht. Fällt es da nur rein oder baut es weg? Und das wird man dann quasi auch reinschreiben ein bisschen diesen Code. Wenn wir das machen und das alles schreiben, dann sieht es ungefähr so aus. Wieder sehen wir die Timesteps, was unsere Parameter sind, was unsere Grenzen sind. Hoffentlich hast du welche geschrieben und dann geht es ohne Timestep los. Es hat tatsächlich funktioniert. Normalerweise ist es nicht ganz so einfach, das zu starten, weil du ein paar Probleme hast, weil du tatsächlich sehr gut darüber nachdenken musst, was deine physikalischen Parameter sind, was die Zeit, wie viel Zeit dein Prozess braucht und so ungefähr geht das dann. Wenn du tatsächlich damit rumspielen willst, dann gibt es da auch Programme für, um es für den Anfang einfach zu machen. Wie wir das bereits gesagt haben, kann man das einfach auf seinem Laptop starten. Das ist einfach, das hier ist mein Laptop, du schreibst einfach Punkt slash Fargo 3D und dann wartest du einfach nur noch drei Jahre, um deine Timesteps von drei Jahren zu lernen. Das ist nicht die beste Idee, die ich hier hatte, deswegen braucht man mehr Energie, mehr Kraft. Beide von uns benutzen ein Cluster in Baden-Württemberg, das verringert dann unsere Rechenzeit ein sehr großes bisschen. Normalerweise ungefähr bei dem Faktor 20, auf meinem Computer würde ich dann teilweise ein Jahr brauchen und so würde ich vielleicht fünf Stunden bis maximalen paar Tage brauchen innerhalb dieses Clusters. Die Summulationszeit ist meistens ungefähr eine Woche für mich. Wir benutzen hauptsächlich GPUs, das sieht man hier. Wir benutzen die hauptsächlich nicht für Gaming, sondern wir benutzen sie für tatsächliche Wissenschaft. Es wäre cool darauf, Videospiel zu spielen, aber ja, das ist nicht dessen Zweck, das ist einfach traurig. Zurück zur Erde. Wir wollen jetzt unseren eigenen Planeten wachsen lassen. Können wir das machen? Können wir jetzt also die Erde wachsen lassen? Die Erde ist ein sehr spezieller Planet. Da haben wir gute Temperaturen, da haben wir keine riesige Atmosphäre. Wir haben ein Magnifestfeld, das uns von Solara Strahlung abschildet. Wir haben Strahlung aus dem restlichen Weltraum. Wir haben so viel Wasser, dass wir noch Land auf dem Planeten haben, aber nicht so, dass der ganze Planeten unter Wasser liegt. Selbst wenn wir alle Parameter richtig haben, dann ist es immer noch winzig. Es ist nicht so einfach, eine Erde zu simulieren. Es gibt hier noch ganz viele offene Fragen. Wie kriegen wir das hin, dass wir nur dieses bisschen Wasser auf unsere Erde kriegen? Wie kriegen wir das hin, dass wir genügend Masse miteinander kollidieren, um diese Planeten zu formen, ohne dass Jupiter alle Masse in dem System konsumiert? Wie kriegen wir das hin, dass wir stabil in diesem Orbit bleiben, wenn da 700 andere Planeten um uns rumfliegen und mit uns interagieren? Alle diese Sachen sind noch offen in unserem Forschungsbereich und noch niemand versteht sie ganz. Das ist der Grund, warum wir immer noch weiter Astrophysik machen müssen. Und selbst nach allen unseren Simulationen haben wir keinen zweiten Planeten. Die Erde ist sehr selten und eine sehr seltene Erscheinung der Einzige, von der wir leben können. Deswegen schätzt alle anderen Menschen und seid vorsichtig. Danke, dass ihr hier seid. Danke, dass wir hier sein dürfen. Danke an all die Menschen, die uns geholfen haben und die Menschen, die unsere Programme tatsächlich korrigiert haben. Danke für den wunderschönen Talk und für die Nachricht am Ende. Das ist jetzt hier noch offen zur Diskussion. Falls ihr irgendwelche Fragen habt, konntest du den Mikros? Ich fahre gerade meinen Signal engeln. Keine Fragen gerade eben. Mikrofon 2. Vielen lieben Dank. Dieser Talk war sehr schön. Ich habe zwei Fragen. Die erste Frage ist, ihr habt die Navios Dux Simulation benutzt und auf der einen Seite habt ihr also diese Staubscheibe und auf der anderen Seite habt ihr irgendwas anderes. Benutzt ihr das Gleiche oder benutzt ihr unterschiedliche Sachen? Das hängt ziemlich stark davon ab. Ich habe euch gezeigt, wie das mit Pluto lief und habe euch da diese CD-Datei gezeigt. Und im Prinzip hat jeder Physiker so seine eigene Art, die Dinge zu tun. Manche oder meistens benutzt man für große Planeten als Quelle der Gravitation eine, die Masse sammeln kann. Und so kleine Sterne werden in eine andere Art und Weise eingesetzt. Da gibt es spezielle Gruppen, die daran arbeiten. Und wie wir gesagt haben, also wie wir am Anfang gesagt haben, wenn sie miteinander kollidieren, dann sollten sie eigentlich sich gegenseitig zerstören. Deshalb müssen sie auf die richtige Art kollidieren, damit sie nicht zerspringen. Um das kurz zu erklären, Pebbles, kleine Teilchen sind sowas wie Sandstein. Die nicht wirklich groß sind, aber schon groß genug, um Gravitativen Masse zu sammeln. Es kommt aber auch sehr stark darauf an, welchen Code ihr benutzt. Müssen wir auch relative Effekte mit einbauen oder können wir das so urlassen? Das ist eine gute Frage. Meistens, wenn man so ein Solarsystem, größer System hat, dann muss man das nicht wirklich beachten. Aber wenn man jetzt beispielsweise ein Doppelsternsystem hat, wo die Sterne ziemlich eng aneinander kommen können, dann ist das etwas, worauf ihr beachten müsst. Im Code von Pluto gibt es Module, mit denen man das implementieren kann. Wir haben sehr viele Fragen. Lass sie bitte kurz. Vielen Dank für den interessanten Talk. Ich glaube, du hattest es auf der ersten Folie, dass ungefähr 70% des Universums aus dunkler Materie und dunkler Energie bestehen. Ist das auch in deiner Simulation beinhaltet oder wie macht ihr das? In unseren Simulationen, wo wir Planeten um Sterne berechnen, ist das nicht drin. In der Simulation, die wir euch am Anfang gezeigt haben, war dieses blaue Zeug alles dunkle Materie. Ich glaube, du hast über drei unterschiedliche Programme geredet. Als ein kompletter Anfänger, welches Programm würdest du empfehlen, wenn du das lernen willst? Ich würde Fago empfehlen als erstes Mal. Es ist ziemlich nutzerfreundlich, hat einen guten Support. Die Leute von dem Programm sind sehr dankbar, wenn man ihnen Kommentar, Rückmeldung zu dem Programm gibt. Man sich daran beteiligt, das Programm zu verbessern. Wir als Physiker sind auch immer froh darüber neu zu lernen. Ich würde Fago empfehlen, weil es ist ein einfacher Weg, mal zu experimentieren und die Systeme zu testen. Außerdem hat es eine sehr gute Dokumentation und eine Anleitung, wie man anfangen kann. Eine Frage aus dem Internet? Danke für den Talk. Es gibt eine Frage von ISC. Wie weißt du, dass dein Modell gut ist, wenn du nur einzelne Snapshots sehen kannst? Das ist eine sehr gute Frage. Wie wir gesagt haben, wir sind theoretische Astrophysiker und wir beobachten theoretische Modelle. Diese Modelle können nie alles gleichzeitig beinhalten. Wir können nicht jeden Prozess berechnen, weil das würde jahre dauern. Um zu wissen, ob ein Modell gut ist, dann braucht es... Für gewöhnlich hat man eine Hypothese, eine Beobachtung, die man verstehen möchte. Man benutzt den Großteil der Physik, die man benötigt, um dieses Bild zu produzieren. Von den Beobachtungen, die wir machen, können wir meistens schon abschätzen, wie die Parameter sein müssen, damit man die Beobachtung mit der Simulation erreichen kann. Durch Vergleichen von Simulation und Beobachtung kann man dann etwa eine Abschätzung schaffen, wenn sie halbwegs übereinstimmen, wenn nicht und was ganz anderes ergeben, dann ist es halt quatsch. Also von daher durch den Vergleich, ansonsten, wenn die Physik total durcheinander geht, dann ist das quatsch. Aber wir benutzen Beobachtungen, um das zu beobachten. Wir benutzen genauso viel Physik, dass die Ergebnisse nahe genug an die Beobachtung rankommen, aber eben, dass wir mit der Zeitbegrenzung gut umgehen können. Ich habe eine Frage über die adaptierte Dichte. Wie weißt der Computer, wie er das berechnen muss, weil die Dateien von der hohen Dichte kommen, dann nach der Stärke? Das ist tatsächlich eine ziemlich interessante und nicht so einfach zu beantworten Frage. Aber ich gebe dir mal so ein bisschen runtergebrochene Antwort. Also, man misst oder schätzt die Geschwindigkeiten ab und wenn die Geschwindigkeiten sehr hoch werden, dann weiß man, dass dann eine Menge passiert und dann müssen wir mehr Zellen produzieren. So vereinfacht gesagt, das ist, wie wir das tun, in Wirklichkeit ist natürlich viel schwieriger. Wir messen dazu die Geschwindigkeiten an allen Punkten und da, wo man so eine Grenzgeschwindigkeit überschreitet, da benutzt man kleinere Zellen. Da, wo die Geschwindigkeit hoch wird, da benutzt die kleinere, ja, ja, genau so einfach. Ich habe eine klein bisschen klassischere Frage. Ich habe also zwei Fragen. Was sind denn die Unsicherheiten, die ihr da habt, wenn ihr euch eure Vorausziehungen anschaut? Also, der Hauptteil meiner Forschung ist, wie man herausfindet, wie die Bedingungen und die Parameter in der Schalbe sein müssen. Wenn man so ein Zett von Anfangsparametern hat und man das sehr lange laufen lässt, dann erwartet man, dass das System zu so einem Status konvegiert, wo es sein sollte. Aber hier wollten wir darauf zurückgreifen, was man verstehen, also was man lernen kann aus den Simulationen. Eines der Beispiele ist die Dichte, wo wir versuchen abzuschätzen, wie sie aussieht, und zwar durch das Licht, das von der Schalbe kommt. Und ja, indem man beobachtet, was so das durch die durchendliche Helligkeit ist, die von irgendwo kommt, dann schließt man darauf zurück, wie die Dichte des Gases dort ist. Danke sehr. Eine weitere Frage. Danke für den Talk. Wenn ihr das Detail des Grids verbessert oder verkleinert, wenn ihr also dann die Gravitationskraft in Gesprächssystemen beherzlichen wollt, dann wächst doch die Komplexität des Ganzen. Wie löst ihr das, dass ihr dann nicht ein Problem bekommt? Okay, also das wäre so ein Weg, mit dem man das machen kann. Es gibt Wege, das zu vereinfachen. Wenn man viele Teilchen in einer Richtung hat, die weit weg ist von dem Objekt, das man sich anguckt. Also wenn man viele Bälle dort hat und einen Ball dort, dann könnte man entweder alle Bälle dort inkludieren oder man denkt einfach darüber nach, es könnte einfach einer sein, der alle wen haltet. Also es kommt immer darauf an, wie man sich das anguckt und wie man dann definiert, welche Teilchen zusammengehört. Und man entscheidet, was über den Winkel, also große Teilchen können gesehen werden über einen kritischen Winkel. Also ich mache mal einfach hier auf Deutsch. Sie meint, dass wenn man viele Teilchen hat, in selben Sicht fällt, dann fasst man ihn zum einen zusammen unterhalb eines kritischen Winkels. Habt ihr eine Strategie? Wir prüft, dass die Simulation eine tatsächlich sinnvolle Simulation ausspuckt oder wartet ihr dann teilweise wochenlang, um dann zu sehen, dass das gecrashed ist und dass es nicht funktioniert? Das hängt wiederum an dem Programm, das ihr benutzt in Fargo. Da bekommt man solche Ausgaben, die einem sagen, auf welchem Step man gerade ist und man kann eigentlich nur auf diesen Output gucken, bevor die Simulation fertig ist. Das ist der einzige Weg, mit dem man kontrollieren kann, dass die Simulation wirklich funktioniert. Mit Bluetooth ist das genau dasselbe. Es gibt einen Unterschied zwischen Time Steps und Output Steps und man definiert die Ausgabeschritte, so dass man jeden Ausgabeschrutz sich hinterher angucken kann, sobald er fertig ist. Meistens bekomme ich so etwas wie 500 Ausgaben, aber ich gucke dann nur so auf 5 oder 10 davon. Also man startet im Prinzip die Simulation, dann wartet man, wartet man und dann sieht man am Ende, dass da ist was total schief gelaufen, da muss man es von vorne machen. Eine letzte Frage noch. Gibt es ein Programm, in dem du es rückwärts berechnen kannst, sodass du also nicht die Anfangsbedingungen hast, sondern die Endbedingungen, die es gerade gibt und sodass du dann quasi berechnen kannst, wie es angefangen hat? Nicht für Hydrodynamik. Wenn man sich Vielteilchen-Systeme anguckt, dann gibt es einen Weg rückwärts zu rechnen, aber in der Hydrodynamik, da gibt es Turbulenzen und chaotische Bedingungen, daher kann man nicht einfach die Zeit zurückdrehen und zurückrechnen mit Vielteilchen-Systemen, wo man die des Teilchen einzeln berechnet. Da gibt es keine analytische Lösung für, aber es gibt keine Turbulenzen, keine Spiralen und solche Dinge, das ist einfacher. Okay, ich glaube, das bringt uns jetzt zum Ende des Talks und vielen Dank für die beiden Spiegel.