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.
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
Weitere Infos
- Originalveröffentlichung
T. Lichtenberg et al.: Bifurcation of planetary building blocks during Solar System formation, Science 371, 6527 (2021); DOI: 10.1126/science.abb3091 - Institut für Computational Science, Universität Zürich, Schweiz
