10  Entstehung und Entwicklung unseres Sonnensystems

Teil 1: Entstehung und Entwicklung unseres Sonnensystems (1 - 6)
Unser Sonnensystem hatte einen bewegten Anfang. Es werden immer mehr extra-solare Sonnen- und Planetensystems in unterschiedlichen Stadien ihrer Frühentwicklung entdeckt. Gemeinsam mit den sehr viel mehr und detailreicheren Informationen aus Meteoriten kann die Entstehungs- und Entwicklungsphase unseres Sonnensystems rekonstruiert werden. Beschreibe, was in den ersten Millionen Jahren geschieht, wenn Planetensysteme allgemein, und unsere Sonnensystem mehr im speziellen, entstehen, bzw. entstand.
Lernziele
Fasse zusammen, wie sich eine protoplanetare Scheibe entwickelt, beginnend bei der Sternbildung, bis hin zu einem Planetensystem. Setzte die Isotopenzusammensetzung der Meteorite in Beziehung dazu, was vermutlich in der Initialphase unseres Sonnensystems geschah. Beschreibe die Wachstumsschritte von Staubkörnern zu Planeten.

10.1 Modellierung der Stern-Bildung in Molekülwolken

Sterne – inklusive unserer Sonne – bilden sich Clustern und nicht als einzelne Sterne. Diese Sternentwicklung in Clustern aus einer kollabierenden Molekülwolke kann in Modellen simuliert werden. Dabei kann beispielsweise verfolgt werden wie viele Sterne eine protoplanetare Scheibe entwickeln, und wie stabil und langlebig solche Scheiben sind. Allerdings müssen diese Modelle noch vorsichtig interpretiert werden, da diese wahrscheinlich noch zu limitiert sind, um tatsächlich quantitativ ausgewertet zu werden, zumal in Bezug auf protoplanetare Scheiben.

Welche quantitativen Schlüsse können aus den Simulationen gezogen werden?

Im Moment eher in Bezug auf die Sternbildung. Die Bildung und Häufigkeiten protoplanetarer Scheiben können eher nicht quantitativ interpretiert werden.

Was ist der Unterschied zwischen kleineren Sternbildungsbereichen und massiven Stern-Clustern?

In kleineren Sternbildungsbereichen können eher Sterne mit protoplanetaren Scheiben entstehen, wohingegen diese in massiven Stern-Clustern schnell wieder durch den Einfluss benachbarten Sterne zerstört werden – sofern sich protoplanetare Scheiben dort überhaupt bilden.

Wie groß in etwa war die Molekülwolke, aus der unser Sonnensystem entstand?

✗ca. 0.1 Lichtjahr

✗ca. 0.5 Lichtjahre

✓ca. 1 Lichtjahr

✗ca. 10 Lichtjahre

✗ca. 15 Lichtjahre

Die Simulationen sind künstlerische Animationen, ohne astrophysikalische Basis.

✗Wahr

✓Falsch

Unsere Sonne bildete sich …

✗… als Einzelstern

✗… in einem massiven Sternen-Cluster

✓… in der Nachbarschaft mit anderer Sterne

10.2 ALMA Bild einer Protoplanetaren Scheibe

Dieses Bild wurde mit dem Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) in Chile aufgenommen, und zeigt die protoplanetare Scheibe um den jungen, Sonnen-ähnlichen Stern TW Hydrae, der etwa 176 Lichtjahre von der Erde entfernt ist. Die dunkle, schmale Lücken zwischen den breiten, roten Ringen haben ein geringe Staub-Dichte. Wahrscheinlich wurden diese durch Planeten gebildet, welche durch Staub-Agglomeration entstanden. Jedoch werden auch anderen Interpretationen vorgeschlagen.

Was ist das interessanteste Merkmal der protoplanetaren Scheiben, die mit dem ALMA Teleskop beobachtet wurden?

Es gibt Lücken in den protoplanetaren Scheiben. Diese Lücken sind nur wenige zehner AE vom zentralen Stern entfernt. In unserem Sonnensystem befinden sich in solchen Distanzen z.B. Saturn oder Uranus.

Wie haben sich die Lücken in den protoplanetaren Scheiben gebildet, die mit dem ALMA Teleskop beobachtet wurden?

Die Lücken wurden eventuell von Planeten verursacht, die sich gerade bilden und alles Material agglomeriert haben, das sich vorher in den Lücken befunden hat. Allerdings werden auch alternative Prozesse vorgeschlagen, wie sich diese Lücken gebildet haben könnten. Damit ist derzeit nicht klar, ob diese Lücken tatsächlich von Planeten verursacht wurden.

Have planets been spotted in the gaps of the protoplanetary disk?

✗Ja

✓Nein

✗Nur wenige

✗In den meisten Lücken, ja

Distance of observed protoplanetary disks.

✗Zehner Lichtjahre

✓Hunderte Lichtjahre

✗Tausende Lichtjahre

✗Hundert Tausende Lichtjahre

What do we see on the ALMA protoplanetary disk images?

✓Staub

✗Gas

✗Planeten

✗Chondren

10.3 Bildung der Protoplanetaren Scheibe

Das Sonnensystem bildete sich, nachdem eine etwa ein Lichtjahr durchmessenden Molekülwolke kollabierte. Die Ursache für den Kollaps ist unklar, eventuell waren statistische Fluktuationen in der Molekülwolke verantwortlich, möglicherweise auch die Schockfront einer nahen Supernova. Für letztere sprechen isotopische Zusammensetzungen in Meteoriten, die auf eine Zufuhr präsolarer Körner hinweisen, die möglicherweise in einer Supernova gebildet wurden. Die kollabierende Molekülwolke begann zu rotieren, abzuflachen und bildete schließlich eine protoplanetare Scheibe. Die Dichte im Zentrum stieg bis zu dem Punkt, and dem H zu He fusioniert und so die Sonne zündete. Materiewachstum in der protoplanetaren Scheibe und Akkretion über 10-15 Größenordnungen bildete die Planeten und öffnete Lücken in der protoplanetaren Scheibe, die selbst in weniger als 10 Ma verdampfte.

Wodurch kollabierte die Molekülwolke, aus der unser Sonnensystem entstand?

Möglicherweise durch den Aufprall der Schockfront einer nahen Supernova. Es könnten aber auch statistische Fluktuationen in der Molekülwolke selbst gewesen sein.

Welcher Prozess bildete die protoplanetare Scheibe?

Die Molekülwolke kollabierte, begann zu rotieren, und dadurch abzuflachen.

Welchen Hinweis gibt es, dass möglicherweise die Schockfront einer nahen Supernova zum Kollaps der Molekülwolke geführt hat?

✓Die Isotopen-Zusammensetzung der Meteorite

✗Die Element-Zusammensetzung der Meteorite

✗Die Ca,Al-reichen Einschlüsse (CAIs) in den Meteoriten

✗Die CI Chondrite mit präsolarer Zusammensetzung

Modellierungen können zwar eine protoplanetare Scheibe erzeugen, bislang jedoch ohne Zentralstern.

✗Wahr

✓Falsch

Protoplanetare Scheiben sind noch ein hypothetisches Konstrukt, da sie bislang noch nicht direkt beobachtet wurden.

✗Wahr

✓Falsch

10.4 Anfangszusammensetzung der Protoplanetaren Scheibe

Die Anfangszusammensetzung der protoplanetaren Scheibe ähnelt der der Sonne, d.h. des Sonnensystems: das meiste war H und He, nur 2% waren etwas anderes, und werden meist zusammen gefasst ›Metalle‹ genannt. Etwas mehr als ein Viertel dieser Metalle sind Gesteine, aus denen sich die Meteorite, Asteroide und terrestrischen Planeten gebildet haben. The rest sind verschiedene Eise, aus denen sich die Gas-Planeten bildeten.

Was meinen Astronomen, wenn sie von ›Metallen‹ sprechen?

Alle Element außer H und He.

Was sind die Haupt-Bestandteile der protoplanetaren Scheibe – außer ›Metallen‹?

Gesteinsmaterial, H2O Eis (0.9 Gew%), CH4 Eis (0.5 Gew%) und NH3 Eis (0.1 Gew%).

Nenne die ungefähre Häufigkeit der ›Metalle‹ in der protoplanetaren Scheibe.

✗0.002 Gew%

✗0.02 Gew%

✗0.2 Gew%

✓2 Gew%

Nenne die ungefähre Häufigkeit der ›Gesteine‹ in der protoplanetaren Scheibe.

✗0.06 Gew%

✓0.6 Gew%

✗6 Gew%

Nenne die ungefähre Häufigkeit von He in der protoplanetaren Scheibe.

✓25 Gew%

✗75 Gew%

10.5 Materialwachstum im frühen Sonnensystem

Unser Sonnensystem entstand aus einer Molekülwolke mit vielleicht einem Lichtjahr Durchmesser. Eine solche Molekülwolke besteht hauptsächlich aus Gas, aber auch interstellarem Material. Das sind sub-µm kleine Körnchen. Nach dem Kollaps der Molekülwolke bildet sich eine protoplanetare Scheibe um die sich bildende Sonne. Darin findet der erste von 3 diskreten Wachstumsschritten statt. Aus den sub-µm kleinen Körnchen des interstellaren Materials bilden sich hunderte von µm bis mm-klein Körnchen, die Chondren. Außerdem µm bis zehner µm kleines Material, die Matrix der Chondrite. Die Matrix-Minerale haben sich teils sicherlich auch durch Alteration in Asteroiden gebildet. Im zweiten Wachstumsschritt agglomerierten Chondren und Matrix – zusammen mit Nebenkomponenten wie CAIs oder Opak-Phasen – zu m bis km großen Asteroiden. Zu dieser Zeit löst sich die protoplanetare Scheibe auf, und die Asteroide bewegen sich auf Keplerbahnen um die Sonne. Im dritten und letzten Wachstumsschritt kollidieren die Asteroide und bauen nach und nach die bis zu Hudnert-Tausende Km großen Planeten auf. In nur drei diskreten Wachstumsschritten über 10-15 Größenordnungen sind aus sub-µm kleinen interstellaren Staubteilchen Planeten geworden.

Welche Größen hat das Material in den einzelnen Wachstumsschritten, und um welche Größenordnung wächst es in den einzelnen Wachstumsschritten?

1: sub-µm; 2: µm bis mm – Wachstum um 3-6 Größenordnungen; 3: m bis Km – Wachstum um 6-9 Größenordnungen; 4: Hundert-Tausende Km – Wachstum um 4-9 Größenordnungen. Gesamt: von sub-µm bis Hundert-Tausende Km ca. 10-15 Größenordnungen.

Wie heißt das Material, das sich in den einzelnen Wachstumsschritten bildet?

1: Interstellares Material: 2: Chondren, Matrix, CAIs, Opak-Phasen; 3: Planetesimale (zum heutigen Zeitpunkt Asteroide genannt); 4: Planeten und Monde

Wie groß in etwa war die Molekülwolke, aus der unser Sonnensystem entstand?

✗ca. 0.1 Lichtjahr

✗ca. 0.5 Lichtjahre

✓ca. 1 Lichtjahr

✗ca. 10 Lichtjahre

✗ca. 15 Lichtjahre

Wie viele diskrete Wachstumsschritte gab es?

✗2

✓3

✗4

✗5

✗6

Nach welchem Wachstumsschritt ist die protoplanetare Scheibe verdampft?

✗1

✓2

✗3

✗4

10.6 Lebensdauer Protoplanetarer Scheiben

Sterne bilden sich gemeinsam in Stern-Clustern. Zirkumstellare Scheiben werden um diese jungen Sterne beobachtet. Der Anteil an Nah-Infrarot (Nah-IR) Exzess einer zirkumstellaren Scheibe ist ein Maß dafür, wie viel der zirkumstellaren Scheibe noch vorhanden ist. Ein Nah-IR Anteil von 0% bedeutet, dass die zirkumstellaren Scheibe vollständig verschwunden ist. Es ist weiter möglich mittlere Alter für Stern-Cluster zu bestimmen. Die negative, lineare Korrelation zwischen Nah-IR Exzess Anteil und dem Alter von Stern-Clustern kann dann interpretiert werden als lineares Verschwinden der zirkumstellaren Scheibe über die Zeit. Noch wichtiger ist die Zeit, welche bestimmt werden kann, nach der zirkumstellaren Scheiben vollständig verschwunden sind. Das sind ca. 6 Ma, und stimmt mit Ergebnissen überein, wie man sie aus Meteoriten kennt.

Was ist im Diagramm, in dem die Lebensspanne protoplanetarer Scheiben dargestellt ist, entlang der Achsen aufgetragen?

x-Achse: Mittleres Alter eines Stern-Clusters (in Ma), in dem Sterne mit zirkumstellaren Scheiben beobachtet werden. y-Achse: Anteil des Nah-Infrarot (Nah-IR) Exzess einer zirkumstellaren Scheibe (in %).

In welcher Relation stehen die Lebensspannen protoplanetarer Scheiben zur Frühzeit unseres Sonnensystems?

Zirkumstellare Scheiben lösen sich nach etwa 10 Ma Jahren auf. Chondren und Planetesimale – die fundamentalen Bausteine unseres frühen Sonnen-Systems – haben sich zusammen mit zumindest Jupiter in den ersten 4-10 Ma unseres Sonnen-Systems gebildet. Nach dieser Zeit war die protoplanetare Scheibe unseres Sonnen-Systems sehr wahrscheinlich verschwunden. D.h., die Zeitskalen über die sich zirkumstellare Scheiben, sowie die protoplanetare Scheibe unsere Sonnen-Systesms auflösen, sind praktisch identisch. Unser Sonnensystem ist damit sehr wahrscheinlich sein typisch Beispiel für eine Planetensystem, und damit ein großartiger Ort um die Bildung von Planetensystemen zu studieren.

Wie nimmt der Nah-IR Exzess zirkumstellarer Scheiben mit dem Alter ab?

✓Etwa linear

✗Etwa logarithmisch

✗Etwa quadratisch

Die Lebensdauer zirkumstellarer Scheiben werden immer in Stern-Clustern bestimmt.

✓Wahr

✗Falsch

Wie lange dauert es in etwa, bis sich eine zirkumstellare Scheibe vollständig aufgelöst hat?

✓10 Ma

✗20 Ma

✗30 Ma

✗100 Ma