| Entwicklung des Sonnensystems
| Die heutige
Vorstellung von der Entwicklung unseres Sonnensystems beginnt mit einem
ausgedehnten interstellaren Nebel (Urnebel), der aus Gas und Staubpartikeln
bestand. Zu der Zeit als es noch Universalgenies gab, war es der Philosoph
Immanuel Kant, der als erster die Entstehung unseres Sonnensystems aus einem
Urnebel Vorschlug. Diese Idee wurde unter dem Namen
„Nebularhypothese“ bekannt. Dieser Urnebel war das Überbleibsel
einer Supernovaexplosion und daher mit schweren Elementen angereichert (s. dazu
den Abschnitt Entstehung des Sonnensystems). Schwere Elemente sind notwendig,
um feste Planten zu bilden, die hauptsächlich aus den Elementen Eisen,
Magnesium, Aluminium, Silizium und Sauerstoff bestehen. Schwere Elemente sind
in diesem Zusammenhang alle Elemente mit einer größeren Masse als
Helium. Die Astronomen bezeichnen alle diese Elemente auch als
„Metalle“, obwohl das chemisch nicht zutrifft.
Eine Begriffserklärung soll vorweg genommen werden: Leider benutzen
verschiedene Autoren immer wieder unterschiedliche Begriffe für dasselbe
Phänomen. So auch für den Urnebel, aus dem unser Sonnensystem
kondensierte. Neben dem Begriff Urnebel kursieren die gleichberechtigten
Begriffe „planetarer Nebel“ und „protoplanetarer Nebel“. Dagegen
sollte man mit dem einfachen Begriff „Nebel“ vorsichtig sein, da
dieser mehr einen Oberbegriff für eine ganze Reihe von Nebeln darstellen
kann, worunter zum Beispiel „Absorptions-Nebel“,
„Emissions-Nebel“, „HII-Regionen“, usw. fallen. Ich werde den
Begriff „Urnebel“ benutzen, da er etwas ahnenhaftes besitzt und außerdem
der kürzeste ist.
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Der Urnebel kollabiert
In einem
Nebel, ganz gleich was für einem, halten sich zwei Kräfte die Waage
und stabilisieren ihn: Der nach außen gerichtete Strahlungsdruck und die
nach innen gerichtete Gravitationskraft. Wird dieses Gleichgewicht
gestört, kann der Nebel gravitativ kollabieren und in sich zusammen
stürzen. Der Urnebel, aus dem unser Sonnensystem hervorging, befand sich
nach seiner Entstehung für eine unbestimmt lange Zeit im Gleichgewicht
zwischen Strahlungsdruck und Gravitationskraft. Dann erreichte die Schockfront
einer nahen Supernovaexplosion den Urnebel und kollidierte mit ihm (s.
Abbildung 1). Diese Kollision störte das labile Gleichgewicht des Urnebels
und er begann gravitativ in sich
zusammen zu stürzen. Mit der Kollision erhielt der Urnebel außerdem
einen Drehimpuls und begann noch im Kollabieren zu rotieren. Die
Zentrifugalkraft flachte den Urnebel senkrecht zur Rotationsachse ab, und es
bildete sich eine Gas- und Staubscheibe mit einer Protosonne im Zentrum (s.
Abbildung 2). Die Protosonne entstand, nachdem der Urnebel im Zentrum soweit
komprimiert war, dass Wasserstoff-Atome miteinander fusionierten; im Fachjargon
wird der Zeitpunkt zu dem die Fusion beginnt das „Zünden“ des
Sterns genannt (s. Abbildung 3). Entsprechend zum „Zünden“
spricht man bei der fortlaufenden Fusion vom „Brennen“ des Sterns.
Das Wasserstoffbrennen erzeugt gewaltige Energien, weit mehr als bei der
Kernspaltung in Atomkraftwerken erzeugt werden. Die Energie wird als Strahlung
abgegeben, die eine Gegenkraft zur Gravitation etabliert. Mit
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Abbildung 1: Von einer nahen Supernove trifft eine
Schockfront auf den Urnebel und löst dessen gravitativen Kollaps
aus.
Abbildung 2: Der Urnebel fällt in sich
zusammen und beginnt zu rotieren. Dabei bildet sich eine Gas- und Staubscheibe
um die Protosonne. |
| zunehmender
Fusionsrate steigt der Strahlungsdruck so lange, bis Strahlungsdruck und
Gravitation im Gleichgewicht sind. Der Stern hat sich stabilisiert und strahlt
nun kontinuierlich sein Licht ab. Es dauert jedoch einige Millionen Jahre, bis
ein Stern in das ruhige Fahrwasser des kontinuierlichen Wasserstoff-Brennens
gerät - so auch bei unserer Sonne. Im Zeitraum vom Zünden bis zur
stabilen Phase wird unsere Sonne als „Protosonne“ bezeichnet. In
diesem Zeitraum entstehen parallel die Planeten, Kometen, Asteroide und der
interplanetare Staub. |
Die Bildung unserer Sonne mit planetarischem
System
Die Gas- und
Staubscheibe, in der die Bildung der anderen Körper unseres Sonnensystems
nun einsetzte, war über ihre gesamte Ausdehnung heterogen zusammen
gesetzt. Von der Protosonne nach außen gab es Temperatur-, Druck- und
chemische Gradienten. Temperatur und Druck nahmen mit zunehmender Distanz von
der Protosonne ab. Der chemische Gradient und die chemische Zusammensetzung der
Scheibe sind sehr viel schwieriger zu bestimmen und immer noch Anlass zu
heftiger Diskussion. Fest steht, dass während der eruptiven Phase der
Protosonne ein heftiger Sonnenwind blies. Dieser verfrachtete die leichten
Elemente Wasserstoff und Helium aus der näheren Umgebung der Protosonne,
so dass der Bereich bis etwa 3 Astronomischen Einheiten (AE) vergleichsweise
frei an diesen beiden - sonst so häufigen - Elementen war. Dementsprechend
sind die Konzentrationen an Wasserstoff und Helium in den terrestrischen
Planeten Merkur, Venus, Erde, Mars und ihren Monden, sowie in den Asteroiden
äußerst gering. Dagegen bestehen die entfernten Gasplaneten Saturn,
Jupiter, Uranus und Neptun zu einem Großteil aus Wasserstoff und Helium.
In den entlegenen Bereichen, wo diese Planeten die Sonne umlaufen, war der Wind
der Protosonne schon soweit geschwächt, dass er keine Kraft mehr
besaß, auch dort den Wasserstoff und das Helium merklich zu vertreiben.
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Abbildung 3: Der Adlernebel - eine junges
Sternentstehungsgebiet. In der Spitze des vorderen Fingers bilden sich gerade
mehrere Protosonnen. Für eine vergrößerte Ansicht bitte das
Bild anklicken. copyright: NASA;
Bildinfo
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Der
Sonnenwind blies etwa 90% der Masse der Gas- und Staubscheibe davon. Das
verschob die relativen Massenanteile zugunsten der Sonne. Vereinigte die
Protosonne etwa 85% der Gesamtmasse in sich, sind es seit dem versiegen des
frühen und gewaltigen Sonnenwindes 99,9%.
Die inhomogene, heiße Gas- und Staubscheibe begann schon bald nach ihrer
Abflachung auszukühlen. Submillimeter bis Millimeter große Gesteinskörnchen
- Silikate und Oxide - und Metalle kondensierten und verbanden sich zu
immer größeren Gesteinsbrocken. In einem ständigen werden und vergehen
kollidierten die Gesteinsbrocken miteinander, zerschlugen in kleinere und
klumpten sich erneut zu größeren Zusammen. Am Ende siegte das Wachstum
über die Zerstörung und die Gesteinsbrocken wurden immer größer. Nach hundert
Tausend bis einer Millionen Jahren waren die Gesteinsbrocken groß genug,
dass sie während weiterer einer Millionen bis zehn Millionen Jahren zu
Kilometer bis mehreren Kilometer großen Gesteinsklumpen - den so
genannten Planetesimalen - anwachsen konnten. Danach |
| war das
Material der Gas- und Staubscheibe aufgebraucht und praktisch verschwunden. Die
Protosonne wechselte in ihre stabile Phase des kontinuierlichen
Wasserstoff-Brennens und wurde von Millionen Planetesimalen umlaufen (s.
Abbildung 4). Der Zeitraum um zehn Millionen Jahre nach dem gravitativen
Kollaps des Urnebels markiert damit eine deutliche Zäsur in der
Entwicklung unseres Sonnensystems: Aus der Protosonne wird die ruhig strahlende
Sonne, die Mineralsynthese ist beendet, es haben sich Planetesimale gebildet
und die Gas- und Staubscheibe ist verschwunden. Vor dieser Zäsur
dominierten physikalische und chemische Prozesse, die an ein Gas- und
Staubmedium gebunden waren. Und dieses war seinerseits eng an eine eruptive
Protosonne gekoppelt. Die Gravitation spielte während der Zeit kaum eine
Rolle. Außerdem umlief die Gas- und Staubscheibe die Protosonne nicht
differenziell. Nach der Zäsur dominierten gravitative Prozesse und
physikalische sowie chemische Prozesse, die isoliert in den einzelnen
Planetesimalen und den sich daraus bildenden Planten abliefen. Die
Planetesimale und die späteren Planeten umliefen - und das tun sie bis
heute - die Sonne differenziell, das heißt, auf Keplerbahnen.
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Nach dieser
Zäsur begann ein mehrere zehn Millionen Jahre dauernder Zeitraum,
während dessen sich die Planetesimale gravitativ zu den uns bekannten neun
Planeten zusammen ballten. Etwa hundert Millionen Jahre nach dem Kollaps des
Urnebels war die Planetenbildung endgültig abgeschlossen (s. Abbildung 5).
Der Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter besteht aus Planetesimalen,
die nicht zu einem großen Planeten zusammen klumpten. Die Asteroiden -
ehedem Planetesimale - sind damit Überreste und Zeugen der
Planetenentstehung. Wahrscheinlich verhinderte die große Masse Jupiters
eine Planetenbildung aus den Asteroiden.
Bevor ich auf die Prozesse eingehe, die in den Planetesimalen und
Planeten abliefen, möchte ich auf eine bemerkenswerte Entdeckung von
Johann D. Titius und Johann E. Bode hinweisen. Die beiden fanden eine
regelmäßige Abfolge der Planeten bezogen auf ihre Distanz zur Sonne,
die sich mathematisch beschreiben lässt. Die Formel lautete:
D = 0,4 + 0,3 • 2n
wobei D die Entfernung des Planeten in AE ist und n
die natürlichen Zahlen darstellen, allerdings beginnend mit -∞, O, 1, 2,
usw. Jedem Planeten wird ein n zugeordnet und zwar entsprechend ihrer
Entfernung von der Sonne, beginnend beim innersten. Also bekommt Merkur -∞,
Venus 0, Erde 1, usw. Damit die Reihe funktioniert, muss der
Asteroidengürtel mit gezählt werden - was wiederum bemerkenswert ist
- und bekommt die 3. Für Pluto stimmt das Ergebnis nicht mehr wirklich.
Allerdings wird gerade sein Planetenstatus immer wieder in Frage gestellt. Die
Formel wird in Erinnerung and ihre Entdecker „Titus-Bode-Reihe“
genannt.
Differentationsprozesse in Asteroiden und
Planeten
Zurück zu
den Asteroiden und Planeten. Die Asteroide unterscheiden sich von den Planeten
nur in ihrer Größe. Asteroide durchmessen einige Kilometer bis
wenige hundert Kilometer, Planeten dagegen
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Abbildung 4: Die Gas- und Staubscheibe kondensiert und
es bilden sich große Gesteinsbrocken - die Planetesimale. Millionen davon
umlaufen die junge Sonne.
Abbildung
5: Nach etwa 100 Millionen Jahren ist die Planetenbildung abgeschlossen.
Die uns neun bekannten Planeten umlaufen von da an die Sonne. Zwischen Mars und
Jupiter sind tausende von Planetesimale übrig geblieben und bilden den
Asteroidengürtel |
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mehrere tausend Kilometer. Während der
Planetenbildung heizten sich Asteroide und Planeten auf. Die treibende Kraft
war dabei der Zerfall radioaktiver Elemente. In Planeten kam dazu noch die
Aufheizung durch Kollision und durch gravitativen Druck. Zu letzterem waren die
Asteroide schlicht zu klein. Durch die Aufheizung wurde das Innere der
Körper partiell geschmolzen. Leichte Elemente stiegen auf und schwere
sanken zum Kern - die Körper differenzierten (s. Abbildung 6). Im Kern
sammelten sich hauptsächlich Eisen und Nickel und im darum liegenden
Mantel Silizium, Magnesium, Aluminium und Sauerstoff. Durch Ausgasung konnten
schwere Planeten wie die Erde und die Venus, sowie in geringerem Maße der
Mars, eine Atmosphäre halten. Die Gasplaneten sammelten zusätzlich
gewaltige Mengen an Wasserstoff und Helium aus ihrer Umgebung. |
Abbildung
6: Differentation einiger Asteroide und aller Planeten: Schwere Elemente
wie Eisen und Nickel sinken in den Kern (schwarze Pfeile), leichte Elemente wie
Magnesium, Aluminium und Sauerstoff steigen auf und bildenden den Mantel
(weiße Pfeile). |
Meteorite
dokumentieren die Differenzierung von Asteroiden: Eisenmeteorite stammen aus
dem Kern und Steinmeteorite aus dem Mantel von Asteroiden. Es gibt sogar
Stein-Eisen-Meteorite, die in der Übergangszone zwischen Kern und Mantel
gebildet wurden, in der sich die beiden Bereiche miteinander
vermischen.
Im Laufe weniger hundert Millionen Jahre erkalteten die
Asteroiden und der Differentationsprozess endete. Seitdem umlaufen die
Asteroide unverändert die Sonne. Auf den Planeten dauerte der
Auskühlungsprozess ungleich länger - auf der Erde ist er noch heute
nicht abgeschlossen. Damit waren auf den Planeten die Voraussetzungen
geschaffen, um unter Einwirkung tektonischer und vulkanischer Vorgänge,
durch Verwitterung, Abtragung und Sedimentation, sowie vereinzelter
Katastrophen, zum Beispiel Meteoriteneinschläge und in letzter Zeit auch
antropogene Eingriffe, das heutige Bild der Planeten zu formen.
Der Edgeworth-Kuiper-Gürtel und die Oortsche
Wolke
Der
Edgeworth-Kuiper-Gürtel wurde 1949 bzw. 1951 von Kenneth E. Edgeworth bzw.
Gerard P. Kuiper vorgeschlagen, um die Herkunft kurzperiodischer Kometen mit
Umlaufzeiten unter 200 Jahren zu erklären. Meistens wird er nur
Kuiper-Gürtel genannt. Mittlerweile hat man schon weit über hundert
Mitglieder des Kuiper-Gürtels entdeckt, der sich über eine Distanz
von 50 bis 100 AE von der Sonne entfernt erstreckt. Der
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Gürtel wird gerne mit dem Asteroiden-Gürtel verglichen, da er wie
dieser vermutlich aus mehreren tausend Objekten besteht, die allesamt in oder
nahe der Ekliptik die Sonne umlaufen. Die Zusammensetzung der Kuiper-Objekte
wird sicherlich anders sein, als die der Asteroide, da sie in ungleich
größerer Entfernung zur Sonne entstanden. Pluto liegt am inneren
Rand des Kuiper-Gürtels. Das und seine geringe Größe von nur
2300 Kilometern Durchmesser, lösen immer wieder Diskussionen aus, ob Pluto
tatsächlich ein Planet ist oder nicht vielmehr ein sehr großes
Mitglied des Kuiper-Gürtels.
Jan H. Oort schlug 1950 eine kugelige Wolke in 40.000
bis 150.000 AE zur Sonne vor, aus der die langperiodischen
Kometen mit Umlaufzeiten deutlich über 200 Jahren
stammen. Da die langperiodischen Kometen oftmals einen
sehr großen Winkel zur Ekliptik haben, dachte Oort an
eine kugelige Wolke und nicht einfach an einen weiteren Gürtel,
der in der Ekliptik liegt. Objekte der Oortschen Wolke
konnten bisher noch nicht direkt beobachtet werden.
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Ein Modell mit vielen Fragen
Die hier vorgestellte Entwicklung
unseres Sonnensystems ist ein Modell unter mehreren. Dabei gibt es keinen
Streit um das Gesamtkonzept, jedoch um viele Details. Es ist zum Beispiel
umstritten, wie die Mineralsynthese im Einzelnen ablief, wie die Temperatur-
und Druckgradienten in der Gas- und Staubscheibe aussahen, wie die chemischen
Inhomogenitäten in der Scheibe verteilt waren, usw. Das vorgestellte
Modell ist jedoch das zur Zeit am Weitesten akzeptierte.
Eines soll noch erwähnt werden: Ich habe gezeigt, zu den Mitgliedern des
Sonnensystems gehört natürlich die Sonne selbst, dann die Planeten mit
Monden, Asteroide, Meteorite als Bruchstücke von Asteroiden und Planeten
sowie die Kometen. Eine Gruppe fehlt noch. Bei der Beschreibung wie sich
die Planetesimale gebildet haben, habe ich gesagt, die Gas- und
Staubscheibe wäre dabei vollständig aufgebraucht und leer gefegt worden.
Das stimmt nicht ganz. Es gibt Gas- und Staub zwischen den Planten - so
genannter interplanetarer Staub. Allerdings ist dieses Gas- und
Staubmedium äußerst dünn. Es ist zum Teil noch vom Urnebel übrig,
andererseits entsteht es durch immer noch statt findende Kollisionen von
Meteoriten, Asteroiden und Planeten und durch den Sonnenwind.
In der Morgen- und Abenddämmerung kann der Staub als
das bekannte Zodiakallicht beobachtet werden. |
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