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Astronomie+Physik

Ringe erklären Struktur des Sonnensystems

ptotoplanetare Scheibe
Protoplanetare Scheibe um den jungen Stern HL Tauri. (Bild: © ALMA (ESO/NAOJ/NRAO))

Wie erhielt das Sonnensystem seine typische Struktur? Und warum sind die inneren Planeten so, wie sie sind? Antworten auf diese Fragen könnten nun Astronomen mithilfe einer Rekonstruktion der Bedingungen in der protoplanetaren Scheibe des Sonnensystems gefunden haben. Demnach waren drei ringförmige Grenzzonen prägend für die Planetenbildung um die junge Sonne: eine innere Temperaturgrenze, ab der Silikate verdampfen, sowie zwei Schneegrenzen – Zonen, ab denen Wasser beziehungsweise Kohlendioxid zu Eis gefrieren. Weil sich an diesen Übergangszonen Staub und Planetesimale stauten, bildeten sich am ersten Ring die erdähnlichen Planeten, am mittleren die Gasriesen und außen der Kuipergürtel.

Junge Sterne sind meist von rotierenden Wolken aus Gas und Staub umgeben. In dieser protoplanetaren Scheibe können sich dann durch die allmähliche Zusammenballung von Material Himmelskörper bilden – Planeten und ihre Monde. Inzwischen haben Astronomen neben dem Sonnensystem schon viele Planetensysteme auch um andere Sterne beobachtet. Doch es gibt noch viele offene Fragen. Dazu gehört, wie die Planeten in solchen Systemen entstehen und warum beispielsweise um die Sonne weder Supererden noch Mini-Neptune existieren, obwohl sie um andere Sterne häufig sind. Modellsimulationen legen jedoch nahe, dass die Lage und Präsenz von bestimmten Phasenübergängen in der protoplanetaren Scheibe dafür eine Rolle spielen – durch die Temperatur bestimmte Zonen, ab denen beispielsweise Gestein nicht mehr verdampft oder Wasser und andere Moleküle gefrieren.

Das Geheimnis der Druck-Schwellen

Wie solche Übergangszonen konkret die Planetenbildung beeinflussen, haben nun Andre Izidoro von der Rice University in Houston und seine Kollegen näher untersucht. Ausgangspunkt dafür war die Beobachtung, dass viele protoplanetare Scheiben in eine fast regelmäßige Abfolge von Ringen und Lücken gegliedert sind. „Solche ringähnlichen Strukturen legen nahe, dass Staub und Brocken dort in Druck-Schwellen der Scheibe konzentriert sind“, erklären die Astronomen. Das Material, das in der rotierenden Wolke dazu neigt, nach innen auf den Stern zuzuwandern, wird offenbar an diesen Schwellen festgehalten und staut sich dort. Welche Folgen dies für die Planetenbildung hat, testeten die Forscher mit einer Simulation, in der sie die Entwicklung der jungen Sonne und ihrer protoplanetaren Scheibe rekonstruierten – mal mit, mal ohne die damals präsenten Druck-Schwellen.

Im jungen Sonnensystem gab es drei solcher Übergangszonen: In unmittelbarer Nähe unseres Sterns, bei Temperaturen von mehr als 1400 Kelvin, kommen gesteinsbildende Silikatverbindungen nur als Gas vor. Planeten können daher nur außerhalb dieser inneren Grenze entstehen, weil nur dort Staub und Gesteinsbröckchen bestehen bleiben. Weiter außen liegen die sogenannten Schneegrenzen, die Übergangszonen, ab denen Wasserdampf und Kohlenmonoxid zu Eis gefrieren. Diese Schwellen liegen bei Temperaturen von minus 100 und minus 240 Grad Celsius. Weil sich die protoplanetare Scheibe allmählich immer weiter abkühlt, wandern auch diese Übergangszonen im Laufe der Zeit langsam weiter nach innen.

Übergangszonen bestimmen Planetengröße und Zahl

Die Simulationen bestätigten, dass die Druck-Schwellen an den drei Übergangszonen zu einer Anreicherung von Staub und Planetenbausteinen führen. Die nach innen driftenden Staubkörner und Bröckchen stauen sich an den Grenzregionen und finden sich dort verstärkt zu Planetesimalen und damit zu Planetenbausteinen zusammen. Knapp außerhalb der Silikatgrenze bilden sich dadurch die inneren Planeten. Wie groß sie werden und wie viele Planeten es sind, hängt dabei davon ab, wie viel Material zwischen der innersten Druckschwelle und der nächsten Übergangszone, der Wasser-Schneegrenze zur Verfügung steht. „Nur der Staub, der innerhalb der Schneegrenze entsteht, kann zur Planetesimalbildung in der inneren Scheibe beitragen“, erklären Izidoro und seine Kollegen. Bildet sich die Schneegrenze früh und hält damit den Nachschub aus den äußeren Regionen der Urwolke von einer Innenwanderung ab, reicht das Material nur für die Bildung massearmer, mars- bis erdgroßer Planeten – so wie es im Sonnensystem der Fall war. Bildet sich die Wasser-Schneegrenze dagegen später oder nur schwach, kann mehr Material in den inneren Bereich driften und es können Supererden oder Mini-Neptune im inneren Teil des Planetensystems entstehen.

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Im äußeren Sonnensystem, knapp jenseits der Wasser-Schneegrenze, sammelt sich ebenfalls Material und bildet die Bausteine der späteren Gasriesen. In der Simulation führte eine Ansammlung von 40 bis 100 Erdmassen an Staub und Bröckchen dazu, dass sich Kerne von Riesenplaneten entsprechend Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun bildeten. Dabei liegen die Umlaufbahnen jener Riesen anfänglich recht eng beieinander. Uranus und Neptun wandern erst später nach außen zu ihren heutigen Abständen von der Sonne. Noch weiter außen, jenseits der Kohlenmonoxid-Schneegrenze entstanden auf ähnliche Weise die eisigen Himmelskörper des Kuipergürtels. „Für mich war es eine völlige Überraschung, wie gut unsere Modelle die Entwicklung eines Planetensystems wie unseres Sonnensystems abbilden konnten – bis hin zu den leicht unterschiedlichen Massen und chemischen Zusammensetzungen von Venus, Erde und Mars“, sagt Co-Autor Bertram Bitsch vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg. Die Ergebnisse der Simulation bestätigen, dass grundlegende physikalische Parameter in Form der Phasenübergänge und Druck-Schwellen in protoplanetaren Scheiben erst Ringe und Lücken entstehen lassen, dann daraus die Planeten.

Quelle: Andre Izidoro (Rice University, Houston) et al., Nature Astronomy, doi: 10.1038/s41550-021-01557-z

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