07.02.2023

Wie sich Asteroiden und Kometen bilden

Simulationsverfahren erklärt Entstehung von Planetesimalen und ihre Größenverteilung.

In einer neuen Studie haben die Astrophysiker Brooke Polak (Universität Heidelberg und American Museum of Natural History, New York) und Hubert Klahr (Max-Planck-Institut für Astronomie) mit Hilfe von Simulationen wichtige Eigenschaften von Planetesimalen abgeleitet – jenen Körpern mittlerer Größe, aus denen sich vor rund 4,5 Milliarden Jahren in unserem Sonnen­system Planeten bildeten. Mit einer innovativen Methode zur Simulation des Entstehungs­prozesses konnten Polak und Klahr die ursprüngliche Größenverteilung der Planetesimale in unserem Sonnen­system vorhersagen, also wie viele davon sich in den verschiedenen Größen­klassen zwischen etwa zehn und 200 Kilometern gebildet haben dürften.

 

Abb.: Der Hauptgürtel-Asteroid 21 Lutetia, hier eine Aufnahme der...
Abb.: Der Hauptgürtel-Asteroid 21 Lutetia, hier eine Aufnahme der ESA-Raumsonde Rosetta bei ihrer größten Annäherung. (Bild: ESA 2010 / MPS for OSIRIS Team / MPS / UPD / LAM / IAA / RSSD / INTA / UPM / DASP / IDA)

Mehrere Gruppen von Objekten im heutigen Sonnensystem, insbesondere die Asteroiden des Hauptgürtels und die Objekte des Kuipergürtels, sind direkte Nachkommen von Planetesimalen, die sich nicht zu Planeten weiterentwickelt haben. Für die Asteroiden des Hauptgürtels hatten Astronomen bereits vor einiger Zeit die ursprüngliche Größen­verteilung rekonstruieren können. Das Ergebnis passt gut zu der Größen­verteilung, die sich bei Polak und Klahr direkt aus der Simulation ergibt. Darüber hinaus macht ihr Modell erfolgreiche Vorhersagen für die Unterschiede zwischen Planetesimalen, die sich näher an der Sonne bilden, und solchen, die weiter entfernt sind, und es sagt auch voraus, wie viele von ihnen sich als Doppel-Planetesimale bilden, also als sich wechselseitig umkreisende Planetesimalen-Paare.

Die Entstehung von Planeten um einen Stern verläuft in mehreren Phasen. In der ersten Phase verklumpen kosmische Staubteilchen in der wirbelnden protoplanetaren Scheibe um einen jungen Stern durch elektrostatische Van-der-Waals-Kräfte zu Pebbles („Kieselsteinchen“) von einigen Zentimetern Größe. In der nächsten Phase schließen sich Pebbles zu Planetesimalen zusammen: felsigen Objekten mit einem Durchmesser von zehn bis hundert Kilometern.

Bei diesen größeren Objekten ist die Schwerkraft so stark, dass durch Kollisionen zwischen einzelnen Planetesimalen noch größere, durch die Schwerkraft gebundene, feste kosmische Objekte entstehen, die Planetenembryos. Diese Embryos können weitere Planetesimale und Pebbles auf sich ziehen, bis sie zu erdähnlichen Planeten wie unsere Erde werden. Einige können dicke Schichten von hauptsächlich Wasserstoffgas anlagern und werden zu Gasriesen wie Jupiter, oder zu Eisriesen wie Uranus.

Aber nicht alle Planetesimale werden zu Planeten. Während einer bestimmten Phase der Geschichte unseres Sonnensystems wanderte der gerade im Entstehen begriffene Planet Jupiter, heute der größte Planet unseres Sonnensystems, weiter nach innen auf eine sonnennähere Umlaufbahn. Diese Migration behinderte die Planeten­bildung in seiner unmittelbaren Umgebung: Jupiters Schwerkraft verhinderte, dass sich in der Nähe befindliche Planetesimale zu Planeten­embryonen entwickeln konnten.

Auch Uranus und Neptun haben ihren Sonnenabstand verändert, in diesem Falle hin zu sonnenferneren Umlaufbahnen. Ihre Migration ergab sich aus Wechsel­wirkungen mit weiter draußen befindlichen Planetesimalen. Dabei streuten Uranus und Neptun einige der weiter entfernten, eisigen Planetesimale in das innere Sonnensystem und andere hin zu noch größeren Sonnenabständen. Weit von der Sonne entfernt waren die typischen Abstände zwischen den Planetesimalen generell zu groß, als dass sich selbst die relativ kleinen erdähnlichen Planeten hätten bilden können – die einzigen Planeten­embryonen, die dort entstanden, führten zu kleineren Objekte wie Pluto. Die meisten Planetesimale in dieser Entfernung erreichten das Stadium eines Planetenembryos überhaupt nicht.

Am Ende hatte unser Sonnensystem mehrere Regionen mit übriggebliebenen Planetesimalen und deren Nachkommen: Der Asteroiden-Hauptgürtel zwischen Mars und Jupiter enthält sowohl Planetesimale, die Jupiter von der Bildung von Embryonen abgehalten hat, sowie solche, die von Uranus und Neptun nach innen gestreut wurden. Die scheiben­förmige Struktur des Kuipergürtels, zwischen 30 und 50 astronomischen Einheiten von der Sonne entfernt, enthält Planetesimale, die von Anfang an zu weit entfernt waren, um durch die Migrationen von Uranus und Neptun gestört zu werden, rund 70.000 von ihnen mit einer Größe von über 100 km. Von hier stammen die meisten Kometen mit Umlaufzeiten mittlerer Länge, die das innere Sonnensystem besuchen. Weiter draußen, in der Oortschen Wolke, befinden sich Objekte, die durch die Uranus-Neptun-Wanderung nach außen gestreut wurden.

Die Entwicklung von zentimetergroßen Pebbles zu Planetesimalen zu simulieren ist eine Herausforderung. Bis vor etwa einem Jahrzehnt war dabei noch nicht einmal klar, wie es überhaupt zu diesem Übergang kommen konnte – die damaligen Simulationen bekamen es nicht hin, dass die Pebbles größer als ungefähr einen Meter wurden. Dieses Problem wurde gelöst als man erkannte, dass turbulente Strömungen in der proto­planetaren Scheibe eine ausreichende Menge an Pebbles zusammen­bringen, um größere Objekte entstehen zu lassen. Aber die unterschiedlichen Größen­skalen, um die es insgesamt geht, stellen Simulationen der Planeten­entstehung weiterhin vor Probleme.

Die Simulation von Polak und Klahr behandelt Gruppen von Pebbles in einer kollabierenden Wolke in einer protoplanetaren Scheibe analog zu Teilchen eines Gases. Anstatt die Kollisionen zwischen den verschiedenen Pebble-Gruppen explizit zu modellieren, wiesen sie ihrem „Pebble-Gas“ einen Druck zu. Für die Zustands­gleichung, die den Druck als Funktion der Dichte angibt, wählten sie eine so genannte adiabatische Zustands­gleichung – eine Gleichung, die für eine sphärisch-symmetrische Situation auf eine ähnliche Dichte­struktur wie im Inneren der Erde führt. Mit dieser Wahl kann das Pebble-Gas auch einen Phasen­übergang durchlaufen: Bei geringer Dichte gibt es eine „Gasphase“, in der einzelne Pebble herumfliegen und häufig zusammenstoßen. Ab einer gestimmten Dichte geht die Materie in eine „feste Phase“ über, in der sich die Pebble zu festen Planetesimalen zusammengefunden haben. Das entscheidende Kriterium dafür, wann das Pebble-Gas fest wird, ist, ob die Gravitations-Anziehungskraft der Pebble größer ist als der durch die Kollisionen aufrecht erhaltene Druck.

Eine frühere Arbeit in der Gruppe von Hubert Klahr hatten gezeigt, dass die Entstehung von Planeten immer mit einer kollabierenden, kompakten Wolke von Pebbles innerhalb der protoplanetaren Scheibe beginnt. Dieselbe Arbeit lieferte konkrete Werte für die Größe solcher separaten kollabierenden Regionen. In der jetzt veröffentlichten Arbeit betrachten Polak und Klahr mehrere Versionen einer solchen kollabierenden Region, jede mit einem anderen Abstand von der Sonne, beginnend mit einem Abstand so nah wie die Umlaufbahn des Merkurs und endend mit einer kollabierenden Region so weit entfernt von der Sonne wie Neptun.

Die neuen Ergebnisse zeichnen ein interessantes Bild von der Planetesimalen-Entstehung als Ganzes. Als Schlüssel erweist sich die Entfernung von der Sonne: Eine kollabierende Region in unmittelbarer Nähe der Sonne wird nur ein einziges Planetesimal hervorbringen. Mit zunehmender Entfernung von der Sonne entstehen innerhalb einer einzigen kollabierenden Region zunehmend mehr Planetesimale gleichzeitig. Die größten Planetesimale, die durch eine kollabierende Pebble-Wolke in Erdnähe entstehen, sind dabei rund dreißig Prozent massereicher und zehn Prozent größer als die, die zehnmal weiter entfernt entstehen. Insgesamt erweist sich die Produktion von Planetesimalen als sehr effizient: Mehr als neunzig Prozent der verfügbaren Pebbles enden in Planetesimalen, unabhängig vom Ort im Sonnensystem.

Natürlich ging auch bei den Asteroiden des Hauptgürtels das Leben in den letzten Milliarden Jahren weiter. Zahlreiche Kollisionen haben ursprünglich größere Planetesimale in kleinere Fragmente zerschlagen haben. Aber versuche, auf Basis der heutigen Beobachtungen die ursprüngliche Größen­verteilung der Asteroiden zu rekonstruieren, kommen zu sehr ähnlichen Ergebnissen wie die neuen Simulationen.

Und es gab eine Überraschung: „Bisher ging man davon aus, dass die anfängliche Größenverteilung der Asteroiden die Massenverteilung der Pebble-Wolken widerspiegelt“, sagt Brooke Polak. „Deshalb waren wir überrascht, dass unsere Simulationen, in denen die Pebble-Wolkn jeweils dieselbe Anfangsmasse hat, nach dem jeweiligen Kollaps die gleiche Massen­verteilung der Asteroiden ergaben, wie sie auch aus den Beobachtungs­daten folgt. Dies verändert die Anforderungen an die Prozesse, die die Pebble-Wolken in der protoplanetaren Scheibe erzeugen, drastisch.“ Mit anderen Worten: Simulationen der frühesten Stadien unseres Sonnen­systems müssen sich nicht darum kümmern, dass die Größe der Pebble-Wolken genau richtig ist – der Entstehungsprozess der Planetesimalen selbst sorgt für die richtige Größenverteilung.

Die Detailtreue, welche die neuen Simulationen auszeichnet, hat außerdem neue Ergebnisse über Doppel-Planetesimale geliefert, bei denen sich Paare von Planetesimalen gegenseitig umkreisen. Bei der Hälfte jener Systeme ist der Abstand klein und beträgt weniger als das Vierfache des Durchmessers der Planetesimale selbst. Die Vorhersagen zu Häufigkeit und Eigenschaften der Doppel-Planetesimale, einschließlich des Vorkommens zusätzlicher kleiner „Monde“, die sie umkreisen, stimmen gut mit den beobachteten Eigenschaften von Objekten des Kuipergürtels in den äußeren Bereichen des Sonnensystems und mit den Eigenschaften der Asteroiden des Hauptgürtels überein.

Eine der Vorhersagen ist, dass sich sehr früh enge Doppel-Planetesimale in großer Zahl bilden, nämlich bereits dann, wenn die Pebbles zu Planetesimalen verschmelzen – nicht erst bei späteren Beinahe-Kollisionen und anderen Wechsel­wirkungen. Die NASA-Raumfahrtmission Lucy, die 2021 gestartet wurde, verspricht eine interessante Möglichkeit, diese Vorhersage zu testen. „Nicht alle Planetesimale endeten im Asteroiden- oder Kuipergürtel. Einige bleiben in einer gemeinsamen Umlaufbahn mit Jupiter gefangen, das sind die Trojaner“, sagt Hubert Klahr. „Die Lucy-Mission wird in den nächsten Jahren mehrere von ihnen besuchen. Im März 2033 wird sie an den Asteroiden Patroclus und Menoetius vorbeifliegen. Beide sind jeweils 100 Kilometer groß und umkreisen einander in einem Abstand von nur 680 Kilometer. Unserer Vorhersage nach sollten die beiden die gleiche Farbe und das gleiche Aussehen haben, da wir davon ausgehen, dass sie aus ein und derselben Pebble-Wolke entstanden sind. Eineiige Zwillinge von Geburt an.“

Die derzeitigen Simulationen ergeben bereits Doppel-Objekte wie Arrokoth, das von der NASA-Sonde New Horizons im Jahr 2019 nach ihrem Besuch im Pluto-Charon-System besucht wurde. Solche „contact binaries“ sind Doppel-Planetesimale, die sich so eng umkreisen, dass sie direkt miteinander verwachsen. Es wäre interessant zu sehen, wie sich solche Objekte in der tatsächlichen Entfernung von Arrokoth von der Sonne bilden könnten – 45 Mal so weit von der Sonne entfernt wie die Erde.

Zudem können die jetzigen Simulationen Planetesimale nur als perfekte Kugeln unterschiedlicher Größe beschreiben. Eine komplexere Zustandsgleichung, welche die Fähigkeit fester Körper einbezieht, ihre Form beizubehalten, würde eine Beschreibung von Objekten mit realistischen Material­eigenschaften einer Mischung aus porösem Eis und Staub ermöglichen. Damit könnten in der Simulation dann auch Planetesimale mit komplizierteren, unregelmäßigen Formen entstehen. Das würde auf Basis unseres heutigen Verständnisses der Entstehung des Sonnen­systems zusätzliche Vorhersagen ermöglichen, die sich mit Beobachtungs­daten vergleichen ließen.

MPIA / DE

 

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