Entstehung des Sonnensystems in zwei Schritten

Früh durch radioaktiven Zerfall aufgeheizte innere Planeten spalteten sich von später entstandener äußerer, feuchter Planetenpopulation ab.

Eine neue Theorie für die Entstehung und Struktur des Sonnen­systems hat ein Forscher­team aus der Schweiz, Deutsch­land und Groß­britannien entwickelt. Damit lassen sich mehrere Schlüssel­merkmale terres­trischer Planeten wie Erde, Venus und Mars sowie des äußeren Sonnen­systems mit Jupiter erklären, ebenso die Zusammen­setzung von Asteroiden und Meteoriten­familien. Die Arbeit stützt sich auf neue Beobach­tungen anderer Sonnen­systeme während ihrer Entstehung, sowie auf Labor­experimente zum Isotopen-, Eisen- und Wasser­gehalt in Meteoriten.

Abb.: Die inneren terres­trischen Proto­planeten bilden sich früh und haben...
Abb.: Die inneren terres­trischen Proto­planeten bilden sich früh und haben Eisen­kerne. Die Planeten des äußeren Sonnen­systems bilden sich später weiter draußen. (Bild: M. A. Garlick, markgarlick.com)

Die Kombination von astro- und geo­physi­ka­lischen Phänomenen während der Entstehungs­phase von Sonne und Sonnen­system verdeut­licht, warum die Planeten des inneren Sonnen­systems klein und trocken sind – also wenig Wasser pro Masse beinhalten –, während die Planeten des äußeren Sonnen­systems grösser und feuchter sind. Sie erklärt auch die äußerst zahl­reiche Meteoriten­bildung in zwei verschiedenen Schritten: In einem ersten, frühen Schritt bildeten sich die inneren terres­trischen Proto­planeten. Sie wurden durch starken radio­aktiven Zerfall innerlich aufge­heizt und ausge­trocknet.

In einem zweiten Schritt spalteten sich die inneren, trockenen Planeten von der äußeren, feuchten Planeten­population ab – mit entsprechenden Aus­wirkungen auf die Verteilung und die Entstehungs­bedingungen von Planeten wie etwa der Erde. „Das trockene innere Sonnen­system, das sich zuerst gebildet hat, und das spätere, feuchte äußere Sonnen­system wurden schon sehr früh in ihrer Geschichte auf zwei unter­schied­liche Entwick­lungs­pfade gesetzt“, erklärt Thomas Hands von der Uni Zürich.

Numerische Experimente zeigen, dass sich diese Entstehungs­prozesse durch zwei unter­schied­liche Phasen der Planeten­entstehung erklären lassen. So ergaben jüngste Beobach­tungen von proto­planetaren Scheiben um junge Sterne, dass diese relative geringe Turbulenz in ihrem Inneren aufweisen. Unter solchen Bedingungen können die im Gas einge­betteten Staub­teilchen effektiv zu deutlich größeren Körnern anwachsen und so schon früh die ersten Planeten­bausteine im inneren Sonnen­system bilden. Eine zweite Phase der effektiven Entstehung solcher Bausteine – Planete­simale genannt – erfolgte dann später weiter draußen im äußeren Sonnen­system.

Die beiden Populationen von Planeten­bau­steinen zogen weiteres Material aus der umgebenden Scheibe und durch gegen­seitige Kolli­sionen an. So entstanden zwei geo­physi­kalisch verschiedene Arten von sich bildenden Proto­planeten, die durch ihre unter­schied­liche Entstehungs­zeit eine sehr unter­schied­liche Menge an radio­aktivem Material beinhalteten. Planete­simale des inneren Sonnen­systems wurden dadurch stark aufge­heizt, sehr heiß und schmolzen auf. Dadurch bildeten sich schnell Eisen­kerne und flüchtige Verbindungen wie Wasser verdampften, was schließlich zu einer trockenen Planeten­zusammen­setzung im inneren Sonnen­system führte.

Im Vergleich dazu bildeten sich die Plane­te­simale des äußeren Sonnen­systems später und erfuhren daher eine wesentlich geringere innere Erwärmung und somit eine begrenzte Eisen­kern­bildung und eine geringere Frei­setzung flüchtiger Stoffe. „Diese Erkennt­nisse eröffnen neue Wege, um den Ursprung und die Häufig­keit erdähn­licher Planeten in unserer Galaxie zu verstehen“, so Hands.

U. Zürich / RK

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