Wie Kleinplaneten groß wurden

Der nächste Schritt, also von den Pebbles zu kilometergroßen Objekten, war den Astrophysikern lange rätselhaft. Denn bei Kollisionen, die man sich früher als dominanten Prozess beim weiteren Wachstum vorstellte, neigen Pebbles ab einer bestimmten Größe dazu, eher zu zerbrechen als aneinander zu haften. Außerdem ergibt sich ein zeitliches Problem: Das Gas der Scheibe umläuft die Sonne langsamer, als es Festkörper tun. Für diese kommt es daher zu einer Art Gegenwind und folglich zum Verlust an orbitaler Energie. Deshalb driften größere Pebbles Richtung Sonne bis sie verdampfen. Nur Objekte, die schnell zu mehr als einem Meter heranwuchsen, konnten diesem hitzigen Ende entgehen – sie wurden vom umgebenden Gas nicht stark genug beeinflusst.

Seit einigen Jahren ist das Forscherteam um Hubert Klahr turbulenten Prozessen auf der Spur, um das Wachstumsproblem der Pebbles zu lösen. Bereits 2007 zeigten Simulationen von Klahrs damaligem Doktoranden Anders Johansen, dass eine moderate Turbulenz bei der Konzentration der Pebbles hilft. Die Rechnungen belegten, dass in protoplanetaren Scheiben eine turbulente Gasbewegung Zonen mit stark erhöhter Pebbles- und Staubkonzentration erzeugen kann. Dann bilden sich vorübergehend regelrechte Fallen für Pebbles aus. Die Folge: Es sammelt sich so viel Masse an, dass die Wolke durch ihre gemeinsame Schwerkraft kollabiert. Binnen kurzer Zeit entstehen so größere Objekte.

In den Folgejahren belegten astronomische Beobachtungen der Kinderstuben ferner Planetensysteme, dass das Gas in protoplanetaren Scheiben tatsächlich chaotisch strömt. Ohne Turbulenz würden nämlich Staub und Pebbles hauchdünne Scheiben um ihre Heimatsterne formen – von ähnlicher Gestalt wie die Saturnringe. Die Daten zeigen aber etwas anderes: Staub ist überall in den dicken Gasscheiben um die jungen Sterne vorhanden.

Eine neue Massengrenze

Nun fanden Klahr und sein MPIA-Kollege Andreas Schreiber, dass die Physik der turbulenten Planetenbildung einer alten Bekannten ähnelt, nämlich der etablierten Theorie der Sternentstehung. Sterne bilden sich ebenfalls in kollabierenden Gaswolken. Dabei muss stets eine Mindestmasse der Wolke überschritten werden. Das liegt am inneren Druck der Wolke. Erst ab einer bestimmten Gasmasse kann die Schwerkraft diesen Druck überwinden und das Gas zu einem Stern zusammenziehen. Diese Grenzmasse heißt Jeans-Masse und ist nach dem englischen Astronomen und Physiker Sir James Jeans benannt.

Bei der Bildung von Planetesimalen gibt es laut Klahr eine ähnliche Massengrenze. Der zu überwindende Druck hängt dabei nur von der Stärke der lokalen Turbulenz ab. Und diese ist ihrerseits davon abhängig, wie sich die Gasscheibe mit dem Abstand vom Zentralstern ändert: Wenn der Gasdruck hinreichend schnell abnimmt, dann bildet sich eine instabile Schichtung. Denn Pebbles und Gas würden sich auf verschiedenen Bahnen bewegen, sie sind jedoch durch die Reibung aneinander gekoppelt. Daher stellt sich unweigerlich eine turbulente Bewegung von Gas und Staub ein.

Für die meisten Regionen im Sonnensystem entspricht die neue Grenzmasse von etwa 5·1017 Kilogramm der Masse eines Urkörpers von rund 100 Kilometern Durchmesser, berechnete Klahr. Für masseärmere Wolken wären hingegen zufällige Schwankungen in der Materieverteilung nötig, um die Pebbles genügend dicht zusammenzubringen – so etwas sei jedoch selten, sagt der Forscher. Dass sich andererseits deutlich größere Pebble-Wolken bilden, kommt ebenfalls kaum vor, da solche Wolken bereits vorher kollabieren, sobald sie die kritische Masse überschreiten.

Klahrs Fazit: Planetesimale entstehen bereits relativ groß – mit einem typischen Durchmesser von 100 Kilometern.

Zwei getrennte Epochen

Angesichts des einfachen Modells vom Start der Planetengeburt erscheint die Vielfalt der Körper im Sonnensystem überraschend. Auch sie muss erklärt werden. Ein Szenario zu dieser planetaren Pluralität stellte ein internationales Team um Tim Lichtenberg von der Oxford University im Fachblatt Science vor. Grundlage dafür sind Computersimulationen sowie Messungen an Meteoriten.

Die Wissenschaftler ordneten die großen Planeten wie üblich in zwei recht unterschiedliche Typen ein: die terrestrischen, also erdähnlichen Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars nah der Sonne; und weiter entfernt Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Vom Standpunkt der Kosmochemie betrachtet sind die aus Fels bestehenden terrestrischen Planeten relativ trocken. Das gilt sogar für die Erde, deren Wassergehalt trotz mächtiger Ozeane bezogen auf ihre Gesamtmasse nur rund ein Promille beträgt. Anders im äußeren Sonnensystem: Der Anteil an Wasser und anderen flüchtigen Substanzen ist dort erheblich höher – nicht nur bei den Planeten, sondern auch bei Kleinkörpern wie den Eismonden, den Zwergplaneten und den Kometen.

Die sonnennahe und sonnenferne Planetengruppe kann außerdem anhand bestimmter Isotopen-Verhältnisse unterschieden werden, etwa bei Chrom, Titan, Molybdän und weiteren chemischen Elementen. „Die Bildung der Planetesimale startete im inneren Sonnensystem bereits sehr früh, zusammen mit der jungen Sonne“, sagt Lichtenberg. „Rund 200.000 Jahre nach ihrer Entstehung durchliefen die Urkörper ihre letzte Wachstumsphase.“

Das kurzlebige radioaktive Isotop Aluminium-26 (717.000 Jahre Halbwertzeit) war damals noch reichlich in der protoplanetaren Scheibe vorhanden und wurde in großem Stil in die kollabierenden Planetesimal-Wolken eingebaut. Seine Zerfallswärme trocknete die planetaren Bausteine deshalb schnell aus, insbesondere bei den größeren Exemplaren. Ab etwa 60 Kilometer Durchmesser wurden sie so heiß, dass ihr Wasserinventar fast komplett verdampfte.

Die Grenze, ab der im Sonnensystem Wasserdampf zu Eis gefriert, heißt im Jargon Schneelinie. Dort geschah die Bildung der Planetesimale besonders effektiv, fanden Lichtenberg und sein Team heraus. Allerdings ist diese Grenzlinie nicht statisch. In der protoplanetaren Scheibe kam durch die interne Reibung der Gasteilchen ein Heizprozess in Gang, wodurch die Scheibe expandierte und die Schneelinie in Richtung des äußeren Sonnensystems rückte.

Einige Millionen Jahre später vollzog sich dort die zweite Epoche, in der wieder massenhaft Planetesimale entstanden. Inzwischen war jedoch bereits viel Aluminium-26 zerfallen. Deshalb kamen die Nachzügler mit deutlich weniger interner Heizung zur Welt. Als Konsequenz konnten die Planetesimale fern der Sonne weit mehr Wasser behalten.

„Das trockene innere Sonnensystem und das wasserreiche äußere Sonnensystem wurden daher schon sehr früh in ihrer Geschichte auf zwei unterschiedliche Evolutionspfade gebracht“, resümiert Gregor Golabek von der Universität Bayreuth. Er hat Tim Lichtenbergs Studie mitverfasst.

Zwei Arten von Wachstum

Wie aber wurden aus den zahlreichen Planetesimalen letztlich einige wenige ausgewachsene Planeten, die viele tausend Kilometer messen? Wahrscheinlich kam es immer wieder zu – auch eher sanften – Zusammenstößen zwischen den Kleinkörpern, sodass diese im Lauf der Zeit größere Himmelsobjekte formten. Ein solches Übergangsstadium nehmen sowohl Tim Lichtenberg als auch Hubert Klahr an. Zudem wuchsen die planetaren Embryos durch eine direkte Vereinnahmung der kleinen Pebbles, denn daran herrschte kein Mangel.

Zumindest bis etwa zur heutigen Saturnbahn soll es diese Kollisionen häufig genug gegeben haben. Jenseits davon kreisen Uranus und Neptun. Sie stammen ursprünglich wohl aus einer Region deutlich näher der Sonne, wo Kollisionen auch das Wachstum dieser beiden Eisriesen ermöglichte. Computersimulationen zeigen, wie die wandernden Planeten Jupiter und Saturn erst später ihre eisigen Kollegen in Richtung der heutigen sonnenfernen Bahnen schubsten.

Nah der Sonne, dort wo die Erde entstand, dauerte die Planetengeburt viel länger als weiter außen – und Kollisionen trieben bis zum Schluss das Wachstum an. Bei einem solchen Crash rammte ein Planetenembryo, der mindestens so groß war wie Mars heute, die Erde. Aus den Trümmern bildete sich der Erdmond. Es war wohl der letzte große Treffer, den die junge Erde aushalten musste (bild der wissenschaft, 10/2021, „Theia verzweifelt gesucht“).

Laut Klahr ist sich die Fachwelt noch nicht einig, ob die Erde aus etwa zehn marsgroßen Körpern herangewachsen ist, oder eher aus einem Objekt vom Format des Mondes, das Pebbles aufsammelte. Die genaue Choreografie der Wachstumsprozesse durch Pebbles einerseits und Kollisionen andererseits wird wohl noch eine Weile debattiert werden.

Die neuen Studien müssen sich an der Wirklichkeit messen lassen. „Die Stärke unseres Modells liegt in seiner Vorhersagekraft“, sagt Hubert Klahr. „Wir können beschreiben, wann und wo sich Planetesimale bilden, ebenso die Größen der neugeborenen Planetesimale.“

Testfall Arrokoth

Das gilt auch für die Relikte im äußeren Sonnensystem, also für die Kuiper-Objekte. Beim Hundertfachen des Erdabstands zur Sonne schrumpft im Klahr-Schreiber-Modell die Grenzmasse beträchtlich (auf etwa 5 1014 Kilogramm), sodass die typische Größe der Planetesimale dort rund zehn Kilometer betrug.

Nicht ganz so fern, aber noch immer fast 43 Mal so weit von der Sonne entfernt wie die Erde, kreist das Kuiper-Objekt 486958 Arrokoth. Daran flog die NASA-Sonde New Horizons im Januar 2019 vorbei (bild der wissenschaft 4/2021, „Porträt eines Außenseiters“). Seine Gestalt ähnelt einem Schneemann, der aus zwei aneinanderhaftenden, 21 und 15 Kilometer großen Planetesimalen besteht.

Die jeweils gleiche Farbe und glatte Oberfläche der Teilkörper sind ein Hinweis, dass beide einer einzelnen Pebbles-Wolke entstammen und sich erst später vereinten. Und die Ausmaße von Arrokoth passen zu den Vorhersagen des Pebble-Modells für die entsprechende Entfernung zur Sonne, sagt Klahr.

Künftige Raumsonden könnten klären, wie die typischen Größen der Kuiper-Objekte mit wachsender Distanz zur Sonne abnehmen. Das erlaubt eine eindeutige Überprüfung des Modells. Würde Arrokoth sich als typischer Vertreter seiner Art herausstellen, wäre dies die Theorie vom Gravitationskollaps bei der Entstehung der Planetesimale weiter erhärten.