Planetenentstehung

Aus Staub geboren

HUBERT KLAHR | THOMAS HENNING

Planeten entstehen gemeinsam mit ihren Zentralsternen im Urnebel aus Gas und Staub. Auf welche Weise das Wachstum vom mikroskopischen Staubkorn bis zum Planeten in allen Entwicklungsstufen vor sich geht, ist noch längst nicht geklärt. Seit der Entdeckung extrasolarer Planeten lassen sich aber erstmals Theorien an einer Vielzahl von Planetensystemen überprüfen.

Die ersten naturwissenschaftlichen Theorien über den Ursprung des Sonnensystems stammen aus dem 18. Jahrhundert. Aus der Tatsache, dass sich alle Planeten in gleicher Richtung und mehr oder weniger in einer Ebene um die Sonne bewegen schlossen Immanuel Kant und Pierre-Simon Laplace, dass das Sonnensystem aus einer Staub und Gasscheibe entstanden sein muss, die einst um die junge Sonne rotierte.

Ein grundlegendes Problem dieses Modells liegt aber im gewaltigen Drehimpuls, den eine solche Scheibe mit ihrer riesigen Ausdehnung und Masse haben muss. Während die Masse unseres Sonnensystems in der Sonne konzentriert ist, sind 98 % des Drehimpulses in den Riesenplaneten gebunden [2]. Eine Theorie der Planetenentstehung muss deshalb auch die Umverteilung dieses Drehimpulses erklären, was zum damaligen Zeitpunkt unmöglich schien.

In den 1940er Jahren beschäftigte sich Carl Friedrich von Weizsäcker mit Fragen der Planetenentstehung [3]. Er hatte die geniale Idee, den Drehimpulstransport im Sonnennebel mit turbulenter Reibung zu erklären. Die Turbulenz erzeugt Viskosität, die den Drehimpuls nach außen fließen lässt, währen die Masse nach Innen strömt. Dies war die Geburtsstunde des heutigen Modells der Planetenentstehung in einer turbulenten Scheibe aus Staub und Gas. Damit war auch klar, dass die Planetenentstehung ein „natürlicher Nebeneffekt“ der Sternenstehung ist. Heute schätzt man auf Grund von Beobachtungen, dass 10 % aller sonnenähnlichen Sterne über Gasriesen wie Jupiter verfügen [1]. Der Anteil an kleineren Planeten wird vermutlich noch viel höher sein.

Die genaue theoretische Beschreibung der Planetenentstehung hinkt dem fast explosionsartig anwachsenden Datenmaterial zu extrasolaren Planetensystemen und protoplanetaren Scheiben hinterher, wobei anzumerken ist, dass die Entstehung von Planeten bis heute noch nie direkt beobachtet wurde (siehe „Begrenzte Beobachtungsmöglichkeiten“ auf Seite 7). Zudem sind fast alle bekannten Planetensysteme fertig ausgebildet. Das trifft natürlich auch auf unser eigens zu, dessen Alter 4,56 Milliarden Jahre beträgt. Dies wissen wir von Altersbestimmungen der ältesten Gesteine insbesondere vom Mond, aber auch von Meteoriten. Nur in Detektivarbeit können wir etwas über die Reihenfolge der Bildung von festen Körpern im Sonnensystem erfahren. Hierbei spielen Altersbestimmungsmethoden eine wichtige Rolle.

Bis Ende 1995 galt unser Sonnensystem als typisch im Universum. Dies änderte sich schlagartig mit der Entdeckung extrasolarer Planetensysteme. Insbesondere die massereichen „heißen Jupiter“, die ihren Zentralstern in sehr geringem Abstand umkreisen, geben den Astronomen Rätsel auf
(Grafik: IAU).

Abb. 1 Mit dem Weltraumteleskop Hubble gelang es erstmals, protoplanetare Scheiben um junge Sterne abzubilden. Diese Scheiben sind im optischen Bereich undurchsichtig und heben sich als Schatten vor dem leuchtenden Gas des Orion-Nebels ab.
(Foto: NASA/ESA).

Sterne entstehen noch heute, und seit einigen Jahren ist es möglich, die Staub- und Gasscheiben, die viele der jungen Sterne umgeben, räumlich aufgelöst zu beobachten (Abbildung 1). Man kann so davon ausgehen, dass man zumindest den Anfangs- und Endzustand der Planetenentstehung gut kennt. Es ist die Aufgabe der Theorie, diese beiden Zustände mit einem konsistenten Ablauf physikalischer Prozesse miteinander zu verbinden.

Beschrieb von Weizsäcker die Planetenentstehung in seinem Artikel 1943 noch auf 37 Seiten, so füllte Victor Safronov zwanzig Jahre später bereits ein ganzes Buch mit seinem detaillierten Modell der Planetenentstehung [4]. Darin beschrieb er erstmals die meisten physikalischen Effekte, die wir heute als Grundlage zur Entstehung von Planeten benötigen. Diese Arbeit begründete das heutige Bild der graduellen Entstehung von Planeten aus der Zusammenlagerung von kleinsten Staubkörnern zu immer größeren Körpern [5].

Bis zum Jahre 1995 war die Theorie der Entstehung eines Planetensystems ausschließlich an einem einzigen Studienobjekt kalibriert: unserem Sonnensystem. So ist es nicht verwunderlich, dass die Theorie auch nur Planetensysteme vorhersagte, die in ihrer Struktur dem unsrigen ähneln. Unser Sonnensystem ist dadurch gekennzeichnet, dass die kleinen kompakten erdähnlichen Planeten (Merkur, Venus, Erde und Mars) sich nah der Sonne aufhalten und die massereicheren Gasriesen (Jupiter und Saturn) sowie die Eisriesen (Uranus und Neptun) weit entfernt die Sonne umrunden.

Riesenplaneten brauchen mehr Baumaterial und sollten daher nur in ausreichender Entfernung von der Sonne auftreten können. Auch wenn in einer protoplanetaren Scheibe die Dichte nach außen hin abnimmt, so befindet sich dennoch der Hauptanteil der Masse bei großen Radien. In diesen Bereichen liegen die Temperaturen so niedrig, dass gasförmige Substanzen wie Wasser als Eis vorliegen. Flüssiges Wasser gab es im Urnebel nicht, da der Gasdruck für diesen Aggregatszustand zu niedrig war. In der Nähe der Sonne verdampfte das Eis, und das verbleibende Material wie Silikate, also Sandkörner, reichte gerade aus, um Planeten bis zur Erdmasse zu bilden. Die Trennlinie, jenseits derer die häufigsten Gase ausfrieren, nennt man Schneegrenze. Sie befindet sich in unserem Sonnensystem je nach Modell bei 3 bis 5 Astronomische Einheiten (AE). 1 AE entspricht der mittleren Entfernung Sonne-Erde von 149,6 Mio. km. Die Schneegrenze trennt somit das innere Sonnensystem mit den terrestrischen Planeten vom Reich der Gas- und Eisriesen.

Die im Vergleich zur Erde 100- bis 300-mal massereicheren Planeten Saturn und Jupiter bildeten zunächst einen Eis- und Gesteinskern mit etwa 10 Erdmassen, der dann in der Lage war, Gase, wie Wasserstoff und Helium, aus dem Urnebel aufzusammeln. So entstanden ihre gewaltigen Atmosphären, die heute 90 % der Gesamtmasse ausmachen. Man erwartet, dass sich im Innern von Jupiter ein fester Planetenkern von knapp dreifachem Erddurchmesser befindet.

Deshalb waren die Planetenforscher vollkommen überrascht, als 1995 die Schweizer Astronomen Michel Mayor und Didier Queloz einen Planeten von annähernd Jupitermasse entdeckten, der seinen Mutterstern 51 Pegasi in einem Abstand von nur 0,05 AE umkreist. Laut gängiger Theorie war das unmöglich. Mittlerweile kennen wir rund 470 extrasolare Planeten und 47 Sterne mit mehreren Planeten (Stand: Juli 2010, siehe exoplanet.eu). Die meisten Systeme sehen ganz anders aus als unser Sonnensystem (Abbildungen 2 und 3). Dies ist zum Teil ein durch die Entdeckungs methode hervorgerufener Auswahleffekt. Dennoch bleibt das Problem der extrem nahe am Zentralstern existierenden Riesenplaneten.

Diese Entdeckung war die Initialzündung für neue theoretische Modelle. Neue Effekte wurden entdeckt, und alte Theorien, die in der Schublade verschwunden waren, wurden wieder hervor geholt.

Heutige Modelle müssen zum einen unser Sonnensystem erklären können. Hierbei geht es mittlerweile um viele Details, wie die chemische Zusammensetzung von Meteoriten in Abhängigkeit vom Abstand zur Sonne oder die Isotopenhäufigkeit in Kometen. Zum anderen müssen sie die Mannigfaltigkeit an unterschiedlichen extrasolaren Planetensystemen erklären. Mittlerweile lassen sich nicht mehr nur die Massen und Bahneigenschaften bestimmen, sondern in einigen Fällen sind auch die mittleren Dichten und in ersten Ansätzen sogar die chemische Zusammensetzung einiger Planetenatmosphären bekannt. Damit bekommen die Theoretiker immer mehr Randbedingungen für ihre Modelle. Widmen wir uns nun den Entwicklungsstufen (Abbildung 4).

Abb. 2 HEISSE JUPITER
Dieses Diagramm belegt, dass 131 von rund 470 bekannten extra solaren Planeten ihre Sterne innerhalb von 0,1 AE umkreisen.
(aus exoplanet.eu).

Abb. 3 MASSEN UND BAHNRADIEN
Die Massen und Bahnradien von rund 300 extrasolaren Planeten im Vergleich zu den Planeten unseres Sonnensystems. Letztere sind durch die Anfangsbuchstaben ihrer Namen gekennzeichnet. Die vier Sterne stehen für Planeten, die um einen Pulsar, also einen kompakten Sternrest, kreisen. Grüne Dreiecke: mit Mikrogravitationslinseneffekt entdeckt
(nach exoplanet.eu).

Die Geburt in der zirkumstellaren Scheibe

Alles beginnt in der zirkumstellaren Scheibe eines jungen Sterns. Die Scheibe unserer jungen Sonne besaß wohl 3 % bis 5 % der Sonnenmasse. Sie bestand aus 78 % Wasserstoff, 20 % Helium und ungefähr 2 % schwereren Substanzen, wie Sauerstoff, Kohlenstoff, Silizium und Eisen. Dies spiegelt sich noch heute in der chemischen Zusammensetzung der Sonnenmaterie...