Die Entstehung des Sonnensystems

Nach heutige Vorstellungen begann die Entwicklung unseres Sonnensystems in einem ausgedehnten interstellaren Nebel (Urnebel), der aus Gas (ca. 99%) und Staubpartikeln (ca. 1%) bestand. Der Philosoph und Universalgelehrte  Immanuel Kant war der erste, der die Entstehung unseres Sonnensystems aus einem Urnebel vorschlug. Diese Idee wurde unter dem Namen „Nebularhypothese" bekannt. Dieser Urnebel entstand aus einer Supernovaexplosionswolke und war daher mit schweren Elementen angereichert (s.: Aus Atomen werden Sterne). 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 einem größeren Atomgewicht als Helium. Die Astronomen bezeichnen alle diese Elemente kurzweg als „Metalle", obwohl nicht alle dieser Elemente chemisch gesehen Metalle sind.

Aus dem Urnebel

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 er mehr einen Oberbegriff für eine ganze Reihe von unterschiedlichen Nebeln darstellt, worunter zum Beispiel „Absorptions-Nebel", „Emissions-Nebel", „HII-Regionen", usw. fallen. Ich werde den Begriff „Urnebel" benutzen, da er etwas Ahnenhaftes files/Bildungsexplosion/img/urnebel.jpgbesitzt und außerdem der kürzeste ist.

In jedem Nebel im Weltraum wirken zwei Kräfte: Ein nach außen gerichtete Strahlungsdruck und die nach innen gerichtete Gravitationskraft. Im Idealfall sind diese Kräfte gleich groß und stabilisieren den Nebel. Wird dieses Kraftgleichgewicht gestört, kann der Nebel gravitativ kollabieren und sich dadurch lokal verdichten. Der Urnebel, aus dem unser Sonnensystem schließlich hervorging, befand sich nach seiner Entstehung für eine unbestimmt lange Zeit im Gleichgewicht zwischen Strahlungsdruck und Gravitationskraft. Dann erreichte vermutlich die Schockfront einer nahen Supernovaexplosion den Urnebel und kollidierte mit ihm (s. Abbildung). Diese Kollision störte das labile Gleichgewicht des Urnebels, verdichtete ihn und reicherte ihn mit Materie aus der Supernovaexplosion an. Der Urnebel begann an vielen verschiedenen Stellen gravitativ in sich zusammen zu stürzen. Dabei erhielt der Teil des Urnebels aus dem unser Sonnensystem entstand, einen Drehimpuls, der beim weiteren Kollabieren der Wolke zu einer Rotation derselben führte. Die rotiende Wolke flachte unter ihrer Eigengravitation zu einer Scheibe aus Gas- und Staubteilchen ab, in deren Zentrum sich schließlich eine Protosonne bildete .  Durch Umwandlung von GFraviationsenergie in Strahlung und durch den Aufprall von Materie erzeugte die Protosonne Energie, deren Strahlungsdruck ihren Kollaps bremste. Als im Zentrum dee Protosonne Druck und Temperatur ausreichend hoch waren, um eine Wasserstofffusion in Gang zu setzen, wurde die Protosonne zu einem regulären Hauptreihenstern .  Die Wasserstofffusion erzeugt aufgrund der gewaltigen Mengen fusionierender Wasserstoffatomkerne gewaltige Energien. Die Energie wird als Strahlung abgegeben, deren Strahlungsdruck eine Gegenkraft zur Gravitation etabliert. Mit zunehmender Fusionsrate steigt der Strahlungsdruck so lange, bis für den Stern Strahlungsdruck und Gravitation im Gleichgewicht sind. Dann ist der Stern stabilisiert und strahlt nun kontinuierlich sein Licht ab. Es dauert jedoch 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 entstanden aus dem verbliebenen Staub und Gas der Scheibe um die Sonne schließlich Milliarden von Kometenkernen, Asteroiden und die Planeten unseres Sonnensystems.

Die Bildung unserer Sonne mit dem planetarischen 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.

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. 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.

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. 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 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.

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 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.

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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