Entstehung von Planeten W-Seminar: Astrophysik Q11/2 Anna Huber

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 Theorie Interstellare 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 3) Agglomerationssphase = 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 5) Entstehung von Gasriesen -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"

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 Migration 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“)

Aktuelle Forschung Beobachtungen Modelle und Rechnungen Experimente

Aktuelle Forschung Experimentelle Untersuchung der Koagulationsphase

Quellen -Kosmogonie von Planetensystemen Autor: Mathias Scholz Verlag: epubli Jahr: 2012 -www.nasa.gov -www.eso.org

für eure Aufmerksamkeit ! Danke, für eure Aufmerksamkeit !