W-Seminar: Astrophysik

Q11/2

Anna Huber

Entstehung von Planeten

Frühe Erkenntnisse

Immanuel Kant (1724-1804) Pierre-Simon de Laplace (1749-1827)

Frühe Erkenntnisse

Kant Laplace

-Planeten sind selbstständig wachsende Verdichtungen aus einem Urnebel

-Planeten bilden sich aus ablösenden Ringen der Sonnenatmosphäre

Kant-Laplacesche-Nebularhypothese

Weitere Theorien

Chamberlin-Moulten-Theorie

-Spiralnebel wurden als Reaktionen auf einen nahen Sternübergang an einem anderen Stern gesehen- aus der dabei herausgerissenen Materie sollten sich dann Planeten bilden

dualistisches System

Weitere Theorien

Wirbelmodell

Moderne TheorieInterstellare Materie

Entstehung massearmer Sterne

1) Instabilität und Gravitationskollaps einer Molekülwolke

-Gründe für Instabilitäten:-Stoßwellen von Supernova Explosionen-starke Sternwinde benachbarter Riesensterne

-lokale Temperaturerniedrigungen die zu lokalen Dichteerhöhungen führen

-Jeansche-Kriterium muss für einen Kollaps erfüllt sein:

2* Etherm + Egrav < 0

-Frei-Fall-Zeit (10 000-100 000 Jahre)

Beginn der Bildung des Protosterns

Entstehung massearmer Sterne 2) Kontraktionsphase

-Dichte und Temperatur nehmen schlagartig zu (adiabatische Phase)

Protostern

Entstehung massearmer Sterne 3) Akkretionsphase

-Protostern wird zum Gravitationszentrum und nimmt Materie auf -ab 10 Mio.°C setzt das Wasserstoffbrennen ein und der Protostern wird zum Hauptreihenstern -wenn er nicht genug Masse aufsammeln konnte wird er zum Braunen Zwerg

Protoplanetare Scheiben

Entstehung

-Zwangsläufig bei der Kontraktion der Ausgangswolke, da Drehimpuls abgegeben werden muss

-Abflachung durch die Zentrifugalkraft

Protoplanetare Scheiben

Entwicklung

-Existenz: zwischen 2 und 10 Mio. Jahren

-im Laufe der Zeit immer weiteres ausdünnen, durch Akkretion oder Photoevaporation

Protoplanetare Scheiben

Beobachtung

-erste Beobachtung 1994 mit dem Hubble Teleskop im Orionnebel

-Einsetzen von Sternkoronographen

Planetenentstehung

1) Kondensationsphase

-Vorgang in der "Staubphotosphäre" bei ca. 3500-2000K

-Atome stoßen zusammen es bilden sich Cluster wachsen weiter zu Nanopartikeln Atome verbinden sich

-Staub bewegt sich je nach Größe in der Gasscheibe und bildet teilweise durch Staubsedimentation eine Subscheibe

Planetenentstehung

2) Koagulationssphase

= Aneinanderhaften kleiner Festkörperpartikel als Folge eines unelastischen Stoßes. Dabei müssen im Moment des Stoßes zwischen den Partikeln Anziehungskräfte ( wie z.B. Van-der-Waals Kräfte) wirken.

so genanntes „hit-and-stick“-Wachstum

3) Agglomerationssphase

= die allmähliche Vergrößerung eines Partikels durch Anlagerung weiterer Partikel

so genanntes „run-away“-Wachstum

Planetenentstehung

4) Akkretionssphase

-ab einer bestimmten Größe der Planetesimale setzt die Eigengravitation ein

Planeten sammeln mehr Materie auf

-innerhalb von 10 000 bis 100 000 Jahren entstehen so aus Protoplaneten richtige Planeten

-am Ende bleibt nur ein Planet in jedem Scheibenbereich übrig

Planetenentstehung

-in den äußeren Regionen der Scheibe ist mehr Staub und v.a. Eis vorhanden,deshalb wachsen sie schneller und größer-ab einer Masse von ca. 10 Erdmassen ist die Gravitation so stark, dass auch immer mehr Gas aufgesammelt werden kann = "core-accretion"

5) Entstehung von Gasriesen

Planetenentstehung

6) Konsolidierungsphase bei Gesteinsplaneten

-setzt ein nachdem die eigentlich fertig gebildeten Planeten ihre hydrodynamische Gleichgewichtsfigur (Kugel bzw. Rotationsellipsoid)eingegangen sind

-bezeichnet das Aufschmelzen des Körpers und die darauf folgende stoffliche Differenzierung ( Ausbildung eines Eisen-Nickel Kerns)

Planetare Migration

Problem: man fand einige "hot jupiters“ (z.B. 51 Pegasi b besitzt eine große Bahnhalbachse von nur 0.05 AE)

Lösung: die Planetare Migration, die besonders in der Frühgeschichte eines Systems auftritt

Definition: Die zeitliche Entwicklung der Bahn eines Planeten, die sich durch Störungen aus der Umgebung ergibt.(Ausgenommen Ereignisse wie z.B. Kollisionen)

Planetare MigrationTyp1 : Migration in der Gasscheibe, massearmer Protoplanet(Marsgröße - 0.1 Jupitermasse)->Austausch des Bahndrehimpulses mit der Gasscheibe

Typ2: Migration in der Gasscheibe, massereicher Protoplanet (mind.10 Erdmassen)->Bewegung in einer Lücke der Gasscheibe

Typ 3: Wechselwirkung mit einer Trümmerscheibe->Impulsaustausch mit einem Trümmerteil

Planeten können auch ganz aus dem System geworfen werden(sog. "free floaters“)

Aktuelle Forschung

Beobachtungen

Experimente

Modelle und Rechnungen

Aktuelle ForschungExperimentelle Untersuchung der Koagulationsphase

Quellen

-Kosmogonie von PlanetensystemenAutor: Mathias ScholzVerlag: epubliJahr: 2012

-www.nasa.gov

-www.eso.org

für eure Aufmerksamkeit !

Danke,