Entstehung von Planeten

Präsentation zum Thema: "Entstehung von Planeten"—  Präsentation transkript:

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

2 Frühe Erkenntnisse Immanuel Kant (1724-1804)
Pierre-Simon de Laplace ( )

3 Frühe Erkenntnisse Kant Laplace
-Planeten sind selbstständig wachsende Verdichtungen aus einem Urnebel -Planeten bilden sich aus ablösenden Ringen der Sonnenatmosphäre Kant-Laplacesche-Nebularhypothese

4 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

5 Weitere Theorien Wirbelmodell

6 Moderne Theorie Interstellare Materie

7 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 ( Jahre) Beginn der Bildung des Protosterns

8 Entstehung massearmer Sterne
2) Kontraktionsphase -Dichte und Temperatur nehmen schlagartig zu (adiabatische Phase) Protostern

9 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

10 Protoplanetare Scheiben
Entstehung -Zwangsläufig bei der Kontraktion der Ausgangswolke, da Drehimpuls abgegeben werden muss -Abflachung durch die Zentrifugalkraft

11 Protoplanetare Scheiben
Entwicklung -Existenz: zwischen 2 und 10 Mio. Jahren -im Laufe der Zeit immer weiteres ausdünnen, durch Akkretion oder Photoevaporation

12 Protoplanetare Scheiben
Beobachtung -erste Beobachtung 1994 mit dem Hubble Teleskop im Orionnebel -Einsetzen von Sternkoronographen

13 Planetenentstehung 1) Kondensationsphase
-Vorgang in der "Staubphotosphäre" bei ca K 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

14 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

15 Planetenentstehung 4) Akkretionssphase -ab einer bestimmten Größe
der Planetesimale setzt die Eigengravitation ein Planeten sammeln mehr Materie auf -innerhalb von bis Jahren entstehen so aus Protoplaneten richtige Planeten -am Ende bleibt nur ein Planet in jedem Scheibenbereich übrig

16 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"

17 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)

18 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)

19 Planetare Migration Typ1 : Migration in der Gasscheibe, massearmer Protoplanet (Marsgröße 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“)

20 Aktuelle Forschung Beobachtungen Modelle und Rechnungen Experimente

21 Aktuelle Forschung Experimentelle Untersuchung der Koagulationsphase

22 Quellen -Kosmogonie von Planetensystemen Autor: Mathias Scholz
Verlag: epubli Jahr: 2012 - -

23 für eure Aufmerksamkeit !
Danke, für eure Aufmerksamkeit !