3 Elemente & Sonnensystem

3.1 Gleichgewichtskondensation

Man geht davon aus, dass alles Material in der protoplanetaren Scheibe zu einem frühen Zeitpunkt einmal mehr oder weniger vollständig evaporiert, d.h. gasförmig war. Dieses Gas kühlte anschließend ab, und es kondensierten Minerale. Die Abfolge der Mineralkondensation hängt von einigen Parametern ab, so z.B. der Gas-Zusammensetzung, dem Umgebungsdruck, oder des Staub/Gas-Verhältnisses, das ein Maß für die O-Fugazität im Gas darstellt. Zwei prinzipiell unterschiedliche Möglichkeiten der Kondensation gilt es zu betrachten: Gleichgewichts- sowie fraktionierte Kondensation. Gleichgewichts/Kondensationsdiagramme stellen auf einer Achse die Temperatur, und auf der anderen den Anteil kondensierten Materials dar. Als erstes kondensieren während der Abkühlung refraktäre, z.B. Ca,Al-reiche Phasen die in CAIs vorkommen. Der Anteil refraktärer Elemente ist vergleichsweise gering, und daher ist auch die Menge Ca,Al-reicher Phasen, sowie CAIs gering. Als nächstes kondensieren Haupt-Phasen, nämlich Metall, Olivin, Pyroxen und Feldspat. Diese bilden die Haupt-Komponenten Chondren, Matrix und Opak-Phasen. Die anfänglichen refraktären Phasen sind dann bei der Gleichgewichts-Kondensation praktisch vollständig aufgebraucht.

Beschreibe wann und wie Gleichgewichtskondensation abläuft.

In der Frühphase des Sonnensystems war im inneren Bereich der protoplanetaren Scheibe (wenige AE) vermutlich alles Material als Gas evaporiert. Mit fallender Temperatur kodensierten bei geringen Drücken von vielleicht 1-10 Pa nacheinander die Elemente in Phasen wie Spinel, Olivin, Pyroxen, Feldspat, Phyllosilikate, etc. aus. Diese Kondensation ist dann eine Gleichgewichtskondensation, wenn bei jeder Temperatur die Phasen vorhanden sind, die in ihrer Energie den herrschenden T- und P-Bedingungen entsprechen – d.h., diese Phasen sind im thermodynamischen Gleichgewicht mit ihrer Umgebung. Wenn bei jedem Temperaturschritt ausreichend Zeit ist, damit sich ein thermodynamisches Gleichgewicht einstellt, spricht man von Gleichgewichtskondensation.

Welche Komponenten der Chondrite enthalten welche Phasen der Kondensation?

CAIs enthalten Hochtemperatur-Phasen wie Spinel, Hibonit, Perowskit oder Akermanit. Chondren enthalten primär Olivin, Pyroxen, Feldspat, Metall und Sulfid. Die Matrix enthält ähnlich Minerale, dazu aber häufig noch Phyllosilikate. Allerdings sollten bei einer vollständigen Gleichgewichtskondensation keine Hochtemperatur-Phasen mehr vorhanden sein. CAIs sind daher ein Beleg für fraktionierte Kondensation.

Welche chemische Formel hat Olivin?

✗(Mg,Fe)2Si2O6

✗(Mg,Fe)2Si2O4

✗(Mg,Fe)SiO3

✓(Mg,Fe)2SiO4

Welches von beiden ist der Hochtemperatur Feldspat?

✓Anorthit

✗Albit

Das Hochtemperatur Mineral Hibonit tritt nach der Gleichgewichtskondensation in CAIs auf.

✗Wahr

✓Falsch

3.2 Fraktionierte Kondensation

Man geht davon aus, dass alles Material in der protoplanetaren Scheibe zu einem frühen Zeitpunkt einmal mehr oder weniger vollständig evaporiert, d.h. gasförmig war. Dieses Gas kühlte anschließend ab, und es kondensierten Minerale. Die Abfolge der Mineralkondensation hängt von einigen Parametern ab, so z.B. der Gas-Zusammensetzung, dem Umgebungsdruck, oder des Staub/Gas-Verhältnisses, das ein Maß für die O-Fugazität im Gas darstellt. Zwei prinzipiell unterschiedliche Möglichkeiten der Kondensation gilt es zu betrachten: Gleichgewichts- sowie fraktionierte Kondensation. Kondensationsdiagramme stellen auf einer Achse die Temperatur dar, und auf der anderen den Anteil kondensierten Materials, das nicht mehr mit dem umgebenden Gas reagiert (=Isolations-Grad). Ein Isolations-Grad von 0% entspricht der Gleichgewichts-Kondensation. Für eine Minerale ändert sich die Kondensations-Sequenz wenn überhaupt nur minimal mit zunehmendem Isolations-Grad. Die meisten Änderungen der Kondensations-Sequenz finden sich bei einem Isolations-Grad zwischen ~0.4 und 3%. Eine Reihe neuer Minerale beginnen zu kondensieren, bedeutsam ist z.B. SiO2. Das ist interessant, da es den Gas-Schmelz Austausch erklären kann den viele Chondren erfahren haben, im besonderen die mineralogisch zonierten Chondren. Ein weiteres, interessantes Mineral ist Oldhamit, das z.B. in Enstatit-Chondrit Chondren auftaucht. Das Auftreten dieser und anderer Minerale ändert zudem die Kondensationstemperatur anderer Minerale, z.B. Anorthit oder Albit.

Beschreibe die fraktionierte Kondensation.

Man spricht von fraktionierter Kondensation, wenn sich die extensiven Parameter T und P schneller ändern, als es dauert, damit sich ein Gleichgewicht zwischen den kondensierten Phasen und dem umgebenden Gas einstellt. Die kondensierten Phasen – bzw. ein Teil davon – sind also bei den herrschenden T und P nicht mehr im thermodynamischen Gleichgewicht. Es kann dann bei einer geringen Temperatur z.B. eine refraktäre Phase wie Spinel noch vorhanden sein, obwohl diese gar nicht mehr stabil wäre. Es können also Hoch-Temperatur Phasen überleben, und in Chondrite eingebaut werden. Der Prozess ist analog zur fraktionierten Kristallisation in Schmelzen.

Welches bekannte Mineral tritt erst bei fraktionierter Kondensation auf, und warum?

SiO2, also Quarz/Tridymit/Cristobalit – je nach Temperatur und Abkühlgeschwindigkeit. Die protoplanetare Scheibe hat ein Mg/Si Verhältnis von etwa 1. Damit sollten alle Minerale Pyroxen oder Olivin sein, wenn noch etwas Fe hinzu kommt. Bei fraktionierter Kondensation reagiert ein Teil des forsterotischer Olivin nicht mit dem umgebenden Gas zu Pyroxen. Dadurch wird das Gas immer SiO-reicher, sodass später SiO2 kondensieren kann, und zwar bei einem Isolationsgrad von schon etwa 0.5.

Wie lautete die chemische Formel von niedrig-Ca Pyroxen?

✗(Mg,Fe)2SiO6

✗(Mg,Fe)SiO4

✓(Mg,Fe)2Si2O6

✓(Mg,Fe)SiO3

Bei ca. welcher Temperatur kondensiert Forsterit?

✗1220 K

✓1320 K

✗1420 K

✗1520 K

Welcher der beiden ist der Hochtemperatur Pyroxen?

✗Enstatit

✓Diopsid

3.3 Kondensationsreihenfolge der Minerale

Die Kondensationsreihenfolge der Minerale ist geprägt von der 50% Kondensationstemperatur der Elemente: zunächste Ca,Al-Oxide, dann Silikate, schließlich OH-haltige Minerale.

Bei welchen Temperaturen kondensieren die Minerale. Gib die Temperaturen entsprechend der Einteilung der refraktären, Haupt, volatilen und hoch-volatile Elemente an.

Refraktär: >1400 K; Haupt: 1400 K; Volatil: 1230 K; Hoch-Volatil: 640 K

Welche Mineral bilden die Komponenten der Chondrite?

CAI & AOA: Korund, Hibonit, Perowskit, Spinell, Mellilith, Diopsid; Chondren: Forsterit, Enstatit, Feldpsat, Metall; Matrix: Olivin, Pyroxen, Metall, Sulfid.

Wie lautet die chemische Formel von Diopsid?

✓CaMgSi2O6

✗CaMgSiO4

✓(Mg,Ca)SiO3

✗CaMgSi3O6

Wie lautet die chemische Formel von Magnetit?

✓Fe(2+)Fe(3+)2O4

✗Fe(2+)Fe(3+)O3

✗Fe(3+)Fe(2+)O4

✗Mg(2+)Fe(3+)2O4

Mit abnehmender Temperatur kondensieren folgende Minerale (Zwischenschritte können fehlen?

✓Spinell – Forsterite – Enstatit – Troilite

✓Forsterit – Metall – Albit – Serpentin

✗Spinell – Korund – Enstatit – Phyllosilikat

✓Perovskit – Enstatit – Troilit – Metall – Phyllosilikat

✗Enstatit – Metall – Forsterit – Troilit

3.4 Kosmochemisches Periodensystem der Elemente

Ein spezielles Periodensystem für die Kosmochemie ist äußert hilfreich um schnell grundlegende Informationen wie Häufigkeit, Kondensationstemperatur, Isotopen-Daten, etc. nachzuschauen.

Nenne mindestens 5 Element-Eigenschaften die im kosmochemischen PSE dargestellt sind.

Z.B. CI Häufigkeit, 50% Kondensationstemperatur, Oxid-Element Umrechnungsfaktor, kondensierende Phase, Anzahl stabiler Isotope, wichtigstes radioaktives Isotop.

Was stellen die Farben und die (fehlende) Schraffur im kosmochemischen PSE dar?

Farbe: kosmochemische Eigenschaft – refraktär, Haupt, volatil, hoch-volatil. Schraffur: litophil, sidero-/chalkophil.

Actinide und Lathanide sind …

✗… lithophil volatil

✗… siderophil volatil

✓… lithophil refraktär

✗… siderophil refraktär

Bis zu welcher 50% Kondensations-Temperatur werden Elemente als refraktär klassifiziert?

3.5 Kosmochemische Element-Eigenschaften

Die chemischen Elemente werden ganz allgemein nach ihrem ›kosmochemischen Charakter‹ eingeteilt. Dieser besteht aus zwei Eigenschaften: (i) der 50% Kondensationstemperatur (T50%), und (ii) ob ein Element lithophil oder siderophil/chalkophil ist. Elemente mit T50% über 1400 K werden ›refraktäre‹ Elemente genannt. Die wichtigsten lithophil Refraktoren Elemente sind Al, Ca, Ti und die REE. Zu den wichtigeren siderophil refraktären Elementen gehören W, Ir und Pt. Elemente mit T50% zwischen 1250 und 1400 K werden ›Haupt-‹Element genannt, da die 3 Hauptelemente Mg, Si und Fe in diesem Intervall kondensieren. Ein weiteres wichtiges lithophiles Haupt-Element ist Cr. Weitere wichtige siderophile Haupt-Element sind Ni und Co. Element mit T50% zwischen 640 und 1250 K werden ›volatile‹ Element genannt. Die wichtigsten lithophilen volatilen Element sind Mn, Na und P. Die wichtigsten siderophilen volatilen Elemente sind S und Cu. Elemente mit T50% unterhalb 640 K werden ›hoch-volatile‹ Element genannt. Die wichtigsten lithophilen hoch-volatile Element sind are H, O, C, sowie die Edel-Gase. Das wichtigste siderophile hoch-volatile Element ist Pb. Es ist interessant, dass O – obwohl es ein hoch-volatiles Element ist – schon als erstes Element gemeinsam mit Al in der refraktärsten Phase Korund kondensiert. Das zeigt wie wichtig die Phase ist, in die ein Element kondensiert, und nicht einfach nur dessen T50% is important.

Nach welchen Eigenschaften werden die Elemente für die Kosmochemie klassifiziert?

Kosmochemischer Charakter: Refraktär – Haupt – Volatil – Hoch-Volatil; Geochemischer Charakter: Lithophil – Sider- & Chalkophil.

Nenne wichtige Elemente für jede der kosmochemischen und geochemischen Gruppe.

Zum Beispiel: Refraktär Lithophil: Ca, Al, Ti, SEE; Refraktär Sidero-/Chalkophil: Ir, W; Haupt Lithophil: Mg, Si, Cr; Haupt Sidero-/Chalkophil: Fe, Ni, Co; Volatil Lithophil: Na, Mn; Volatil Sidero-/Chalkophil: S, Cu, Au; Hoch-Volatil Lithophil: O, C, Cl, Edel-Gase; Hoch-Volatil Sidero-/Chalkophil: Pb, Hg.

Die 50% Kondensationstemperaturen werden in der Regel bei Drücken von etwa … angegeben:

Über welchen Temperatur-Bereich – ca. – kondensieren die Hauptelement?

3.6 Generelle Eigenschaften der Chondrite

Zu den grundlegenden Charakteristika der Chondrite gehört der Modalbestand der Komponenten wie Chondren (inkl. deren mittleren Chondren-Größen), Matrix, Ca,Al-reiche Einschlüsse (CAIs) und Metall, sowie auch Sulfide. Zwischen den letzten beiden wird häufig nicht unterschieden. Es ist außerdem interessant zu wissen nach welchenm Typ-Meteorit eine Chondrit-Gruppe benannt ist, bzw. welches andere Kriterium verwendet wird, um eine Chondrit-Gruppe zu benennen.

Welche Chondrit-Gruppen haben in etwa ausgeglichene Häufigkeiten von Chondren und Matrix?

Kohlige Chondrite, außer CI. Auch CK haben vermutlich aufgrund ihres oftmals höheren petrologischen Typs weniger Chondren, die während der Metamorphose rekristallisieren und dabei ihre ursprüngliche Textur verlieren. Dazu noch R und K Chondrite.

Wie funktioniert die Namensgebung der Chondrite?

Kohlige Chondrite (8 Gruppen) haben zunächst ein ›C‹, gefolgt vom ersten Buchstaben des Typ-Meteorits für die Gruppe. Eine Ausnahme sind die CH Chondrite, hier steht das H für ›high iron‹. Gewöhnliche Chondrite (3 Gruppen) werden nach ihrem Eisen- und Metall-Gehalt unterschieden in H für ›high iron‹, L für ›low iron‹ und LL für ›low iron, low metal‹. Die beiden Enstatit Chondrit-Gruppen bekommen zunächst ein ›E‹, gefolgt von ›H‹ bz. ›L‹, welche dieselbe Bedeutung haben wie bei den gewöhnlichen Chondriten. Die Einzelgruppen R und K sind nach deren Typ-Meteorit benannt.

Wie groß ist der max., durchschnittliche Chondren-Durchmesser?

✗<0.1 mm

✓<1 mm_x000B_<10 mm

Was ist die max. CAI Häufigkeit?

✗ca. 3 vol% in CR Chondriten

✗ca. 4 vol% in CR Chondriten

✗ca. 4 vol% in CK Chondriten

✓ca. 3 vol% in CV Chondriten

✗ca. 4 vol% in CV Chondriten

3.7 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?

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

3.8 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

3.9 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

3.10 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%

3.11 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?

Nach welchem Wachstumsschritt ist die protoplanetare Scheibe verdampft?

✗1

✓2

✗3

✗4

3.12 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