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Abstract

Protoplanetary discs are the natal environments of planets and contain the building blocks from which planets form. It is therefore of crucial importance to understand how the dust growth and evolution shapes discs and what the implications are for planet formation. At the same time, our observational capabilities have improved in the recent years, providing us with more constraints that need to be considered in our theoretical studies. The goal of this thesis is to determine through numerical simulations how the dust shapes the (thermal) structure of the protoplanetary disc, how the conditions within the disc affect the growth of planets and how the forming planets affect the dust mass itself. We find that opacity models based only on micrometer-sized dust grains might not be a good approximation to simulate the disc's structure, especially for discs with significant viscous heating. There is a trade-off between the pebble isolation mass and the planetary growth timescale, which is important for the modeling of the growth of super-Earths via pebble accretion. We also find that the most favorable conditions for giant planet formation are high disc mass, early formation, and a large enough disc, however we conclude that their formation is mainly the outcome of a combination of beneficial factors or lack of adverse ones. Our findings strengthen the hypothesis that planet formation has already happened or is ongoing in Class II discs and we show that the assumption of an optically thin emission significantly underestimates the total dust mass in discs, if a giant planet is present that traps dust exterior to its orbit. We conclude that we should use the ever-increasing and improved observational data to better constrain the protoplanetary disc properties and connect the dots better to the observed exoplanets, based on our more sophisticated theoretical models.

Translation of abstract (German)

Protoplanetare Scheiben sind die Geburtsumgebung von Planeten und enthalten die Bausteine, aus denen sie sich bilden. Daher ist es von entscheidender Bedeutung zu verstehen, wie das Wachstum und die Entwicklung von Staub die Scheiben formen und welche Auswirkungen dies auf die Entstehung von Planeten hat. Gleichzeitig haben sich unsere Beobachtungsmöglichkeiten in den letzten Jahren verbessert, sodass wir mehr Einschränkungen haben, die wir in unseren theoretischen Modellen berücksichtigen müssen. Ziel dieser Arbeit ist es, anhand numerischer Simulationen zu bestimmen, wie der Staub die (thermische) Struktur der protoplanetaren Scheibe ausbildet, wie die Bedingungen innerhalb der Scheibe das Wachstum von Planeten beeinflussen und wie die sich bildenden Planeten die Staubmasse selbst beeinflussen. Unsere Analyse zeigt, dass Opazitätsmodelle, die nur auf mikrometergroßen Staubkörnern basieren, möglicherweise keine gute Annäherung sind, um die Struktur der Scheibe zu simulieren, insbesondere bei Scheiben mit erheblicher viskositätsbedingter Erwärmung. Es existiert einen Ausgleich zwischen der Isolationsmasse der Kieselsteinen und der Zeitskala für das Planetenwachstum, was für die Modellierung des Wachstums von Supererden durch die Akkretion von Kieselsteinen wichtig ist. Außerdem stellen wir fest, dass die günstigsten Bedingungen für die Entstehung von Riesenplaneten eine hohe Scheibenmasse, eine frühe Entstehung, und eine ausreichend große Scheibe sind. Jedoch kommen wir zu dem Schluss, dass ihre Entstehung hauptsächlich das Ergebnis einer Kombination von günstigen Faktoren oder dem Fehlen von ungünstigen Faktoren ist. Unsere Ergebnisse bestärken die Hypothese, dass die Planetenentstehung in Scheiben der Klasse II bereits stattgefunden hat oder noch andauert, und wir zeigen, dass die Annahme einer optisch dünnen Emission die Gesamtstaubmasse in den Scheiben deutlich unterschätzt, wenn ein Riesenplanet vorhanden ist, der außerhalb seiner Umlaufbahn Staub einfängt. Daher kommen wir zu dem Schluss, dass man die ständig zunehmenden und verbesserten Beobachtungsdaten nutzen sollte, um die Eigenschaften der protoplanetaren Scheiben stärker eingrenzen und die Punkte besser mit den beobachteten Exoplaneten verbinden zu können, basierend auf unseren fortgeschrittenen theoretischen Modellen.