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E NTSTEHUNG VON P LANETEN W-Seminar: Astrophysik Leitfach: Physik Anna Huber.

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Präsentation zum Thema: "E NTSTEHUNG VON P LANETEN W-Seminar: Astrophysik Leitfach: Physik Anna Huber."—  Präsentation transkript:

1 E NTSTEHUNG VON P LANETEN W-Seminar: Astrophysik Leitfach: Physik Anna Huber

2 1. D EFINITION P LANET International Astronomical Union  Planet Definition Comitee  Fazit: Ein Planet ist ein Himmelskörper, der… -eine hydrostatisch ausgeglichene Form besitzt -sich in einem Orbit um einen Stern befindet -seine Umgebung frei geräumt hat

3 2.1. F RÜHE E RKENNTNISSE Kant (1724-1804)Laplace (1749- 1827) -Planeten sind selbstständig wachsende Verdichtungen aus einem Urnebel -Planeten bilden sich aus ablösenden Ringen der Sonnenatmosphäre Kant-Laplacesche-Nebularhypothese

4 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 2.2. Weitere Theorien

5 2.2. W EITERE T HEORIEN Wirbelmodell

6 2.3. A UFSTELLEN EINER T HEORIE -Meteorite sind die Hauptinformanten um auf die physikalischen Bedingungen zur Zeit der Planetenentstehung zu schließen Deduktive Methode: -Anfangsbedingung wird postuliert -Ergebnisabfolge wird errechnet Aktualismus: -es wird aus dem heutigen Zustand zurückgerechnet

7 3. M ODERNE T HEORIE Interstellare Materie

8 3.1. E NTSTEHUNG MASSEARMER S TERNE 3.1.1. 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* E therm + E grav < 0 -Frei-Fall-Zeit (10 000-100 000 Jahre) Beginn der Bildung des Protosterns

9 3.1. E NTSTEHUNG MASSEARMER S TERNE 3.1.2. Kontraktionsphase -Wärmestau um den Kern -Dichte und Temperatur nehmen schlagartig zu (adiabatische Phase) Protostern

10 3.1. E NTSTEHUNG MASSEARMER S TERNE 3.1.3. 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

11 3.2. P ROTOPLANETARE S CHEIBEN 3.2.1. Entstehung und Entwicklung -entstehen zwangsläufig bei der Kontraktion der Ausgangswolke, da Drehimpuls abgegeben werden muss -Abflachung durch die Zentrifugalkraft -existieren zwischen 2 und 10 Mio. Jahren -im Laufe der Zeit immer weiteres Ausdünnen durch Akkretion oder Photoevaporation

12 3.2. P ROTOPLANETARE S CHEIBEN 3.2.2. Beobachtung - erste Beobachtung 1994 mit dem Hubble Teleskop im Orionnebel -Einsetzen von Sternkoronographen

13 3.3. P LANETENENTSTEHUNG 3.3.1. 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 : 1) Epstein-Regime 2) Stokes-Regime -Staubsedimentation führt zur Bildung einer Subscheibe

14 3.3. P LANETENENTSTEHUNG 3.3.2. 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 3.3.3. Agglomerationssphase = die allmähliche Vergrößerung eines Partikels durch Anlagerung weiterer Partikel -Wachstumsgrenze bei einer Stoßgeschwindigkeit von 1m/s so genanntes „run-away“-Wachstum

15 3.3. P LANETENENTSTEHUNG 3.3.3. Agglomerationssphase = die allmähliche Vergrößerung eines Partikels durch Anlagerung weiterer Partikel -Wachstumsgrenze bei einer Stoßgeschwindigkeit von 1m/s so genanntes „run-away“-Wachstum

16 3.3. P LANETENENTSTEHUNG 3.3.4. Akkretionssphase -ab einem Durchmesser von ca. 10 km setzt die Masseakretion der Planetesimale ein Planeten sammeln durch ihre Eigengravitation 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

17 3.3. P LANETENENTSTEHUNG -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" 3.3.5. Entstehung von Gasriesen

18 3.3. P LANETENENTSTEHUNG 3.3.6. 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)

19 3.4. P LANETARE M IGRATION 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)

20 3.4. P LANETARE M IGRATION Typ1 : 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“)

21 4.A KTUELLE F ORSCHUNG 4.1. Beobachtung protoplanetarer Scheiben -z.B. die Scheibe um den 335 Lj entfernten, jungen Stern HD 100546 -mithilfe der Very Large Telescope der ESO

22 4. A KTUELLE F ORSCHUNG 4.2. Experimentelle Untersuchung der Koagulationsphase

23 5. A USBLICK AUF DIE Z UKUNFT -weiterhin viele offene Fragen -noch viel Forschungsarbeit nötig um den komplexen Prozess der Planetenentstehung komplett erklären zu können

24 Q UELLEN -http://missionscience.nasa.gov/nasascience/what_is_a_planet.html, Stand: 14.04.2011, Aufrufdatum: 28.10.2014 -http://www.iau.org/news/pressreleases/detail/iau0601/ Stand: 07.10.2014, Aufrufdatum: 28.10.2014 -J. Bennett, M. Donahue, N. Schneider, M. Voit: Astronomie: Die kosmische Perspektive, 5., aktualisierte Auflage, Pearson Studium, 2010 -http://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/ueberraschende-entscheidung- pluto-ist-kein- planet-mehr-a-433425.html Stand: 24.08.2006, Aufrufdatum: 28.10.2014 -Dipl. Phys. M. Scholz: Astronomie und Astrophysik,Band 8: Kosmogonie von Planetensystemen, epubli GmbH, 2012 -http://www.exoplaneten.de/51peg/,Stand: 14.09.2012, Aufrufdatum: 28.10.2014 -http://www.eso.org/public/germany/news/eso1310/,Stand: 28.02.2013, Aufrufdatum: 28.10.2014 -J. Blum, W. Holländer, „Staubforschung auf der Internationalen Raumstation", S.27, Sterne und Weltraum 2 /2005

25 D ANKE, FÜR EURE A UFMERKSAMKEIT ! Habt ihr noch fragen?


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