Entstehung und Konsolidierung von Planeten

Entstehung und Konsolidierung von Planeten
Akkretionsphase der Protoplanetenbildung
Ab einem Durchmesser von ~ 10 km begannen die Agglomerate unter ihrer
eigen Schwerkraft zu kompaktieren sowie aktiv festes Material aus der Umgebung
zu akkretieren
 Der Kollisionsquerschnitt wächst dabei stark an (mit der 4. Potenz des ObjektRadius !), was zu einer schnellen Massezunahme führte – Gravitational focusing
 Größere Masse können kleinere Massen in Bahnen um die größere Masse
zwingen, wenn sie sich innerhalb von dessen Hill-Sphäre befinden
 Stöße können sowohl zur Vereinigung, aber auch zur Zerstörung der Stoßpartner
führen. Auch kann es zu einer gravitativen Bindung führen.
Mögliche Ergebnisse von Stößen zwischen protoplanetaren Körpern
Große Objekte wachsen sehr schnell auf Kosten der Kleinen
 oligarches Wachstum
Isolationsmasse
Unter einer „Isolationsmasse“ versteht man die Masse, die sich in einem protoplanetaren Körper angesammelt hat, wenn alle umgebenden Planetensimale im
Wirkungsbereich von dessen Kollisionsquerschnitts aufgesammelt sind:
1 AU („Erdbedingungen“)
~0.07 Erdmassen
5 AU („Jupiterdedingungen“) ~ 9 Erdmassen
In den nächsten 100 Millionen Jahren erfolgt durch Stöße die Vereinigung zu
einem größeren „Urplaneten“, bis er seine Hillsphäre leergeräumt und eventuell
kleinere Körper als Satelliten eingefangen hat.
Aus „Planetenembryos“ entstehen auf diese Weise „echte“ Planeten. Einige
können durch die gravitative Wirkung benachbarter Planeten (insbesondere
„jupiters“) aus dem System entfernt werden.
 dieser Vorgang ist in n-Körper-Simulationen reproduzierbar
Bildung von Riesenplaneten – Das Kern-Akkretionsmodell
Sobald die Masse eines Planetenembryos
~10 Erdmassen erreicht, beginnt es
gravitativ das umgebende Gas (H, He)
aufzusammeln und eine mächtige
Gasatmosphäre aufzubauen ...

Gasplaneten
 „jupiters“
Dabei ist es von Vorteil, wenn sich
der Planetenembryo im Bereich
außerhalb der „Frostgrenze“ aufhält,
da er auf diese Weise viel effektiver
gefrorene Gase (analog zu Planetesimals)
einsammeln kann.
 hoher Wasser- und Methananteil
 „neptunes“
Die Planetenbildung geht im Kern-Akkretionsmodell sehr schnell vonstatten (< 1 Million Jahre)
Primitive Meteorite
Hinterlassenschaften aus der Zeit der Planetenentstehung
„Urmaterial“ aus der Zeit der Entstehung des Sonnnsystems haben sich in Form
undifferenzierter „primitiver“ Meteorite erhalten
 Chondrite
Enthalten kleine kugelförmige Einschlüsse, sogenannte „Chondren“, in einer
Grundmasse. Die Größe dieser Einschlüsse liegt gewöhnlich zwischen 0.5 und 1 mm.
Allende-Meteorit
Bildung der Chondrite
Es gibt immer
noch keine allgemein
anerkannte Erklärung
für die Entstehung der
Chondrite
Anhand primitiver Meteorite ...
• läßt sich auf radiochemischen Wege das Alter des Sonnensystems (~4.56
Milliarden Jahre ) bestimmen
• lassen sich anhand verschiedener Typen von Chondriten die Bedingungen zum
Zeitpunkt und Ort ihrer Entstehung innerhalb der protosolaren Scheibe
rekonstruieren
• läßt sich die Isotopenzusammensetzung in der Frühzeit des Sonnensystems
rekonstruieren (sehr wichtig, da wesentliche Energiequelle) sowie deren Herkunft
(benachbarter Supernova-Ausbruch) ermitteln
• kann die Chemie und Zusammensetzung von eingelagerten „unprozessierten“
Sternenstaub (ISM) analysiert werden
• läßt sich die mineralogische Zusammensetzung von undifferenzierten
Planetesimals als Ausgangsmaterial erdartiger Planeten ermitteln
Die Konsolidierungsphase der Planetenentstehung
Auflösung der „Sonnen-Nebels“
Die endgültige Auflösung der protoplanetaren Scheibe ist im Wesentlichen das
Ergebnis der Entwicklung des Protosterns
 begrenzt damit die Zeit, die für die Bildung von Planeten zur Verfügung steht
Szenario
• die UV-Strahlung erhitzt das Gas auf einige 10000 K - photoevaporation Ausbildung einer radialen „Hitzefront“, die sich durch die Scheibe frißt
• ab einer bestimmten Temperatur erreichen die Gasteilchen eine Geschwindigkeit,
die sie aus dem Gravitationsfeld des Protosterns tragen – „abdampfen“ des Gases
• mit steigender Gastemperatur ändert sich die Gasviskosität - „abreißen“ der
inneren Scheibe von der äußeren Scheibe bei einem kritischen Radius r
• innere Scheibe wird akkretiert – äußere Scheibe wird durch den Sternwind /
Strahlung in den kosmischen Raum geblasen
3 Phasen
„Abschneiden“ der inneren
Scheibe ab einem kritischen
Radius
Innere Scheibe wird vom
Protostern akkretiert und
fällt als Opazitätsquelle
aus
Ungehinderter Sternwind
und Sternstrahlung entfernt
das Restgas aus dem System
Konsolidierung planetarer Körper
• Im Zuge der Massenakkretion bauen die planetaren Körper ein hydrostatisches
Druckregime auf, was sie mehr und mehr in eine Kugelform zwingt
• Wärmeentwicklung durch Kompression / radioaktiver Zerfall / Boimbardement an
der Oberfläche
• Ab einem gewissen Volumen reicht die Temperatur aus, den Urplaneten vollständig
aufzuschmelzen – Phase des „Magmaozeans“
• Entsprechend der Dichte der Bestandteile des Magmas kommt es zu einer
gravitativen Entmischung, die als Wärmequelle hinzukommt
Stichworte: EISENKATASTROPHE - mantle overturn
Im Falle der Gesteinsplaneten entsteht ein stofflich in Kern, Mantel und Kruste
ausdifferenzierter Planet
Die Abkühlung beginnt von „oben“
 Krustenbildung – Bildung einer Atmosphäre / Hydrosphäre
Simulation eines mantle overturns am Beispiel des Mars
Durch Energieeintrag durch Akkretion entsteht ein von oben nach unten wachsender
Magmaozean mit einer hydrostatischen Schichtung. Freisetzung von Wärme im Zuge des
Zerfalls kurzlebiger radioaktiver Elemente (z.B. 27 Al) befördert den Vorgang...
Durch die Wärme entsteht eine Konvektion, die das Material innerhalb des
Magmaozeans umwälzt und relativ homogen hält. Die chemische Zusammensetzung
entspricht der der C1-Meteoriten (kohlige Chondriten)
Was passiert nun, wenn das Magma beginnt abzukühlen?
Unterschiedliche Stoffe kristallisieren bei unterschiedlichen Temperaturen
aus (refraktive Stoffe zuerst, volatile Stoffe zuletzt)
• Phasenumwandlung fest – flüssig
• Chemisch-physikalische Umwandlungen (kontinuierliche /
diskontinuierliche Reaktionsreihen)
• Spezifisch schwerere Stoffe sinken nach unten (gravitative KristallisationsDifferentation) – Verarmung des Magmas an diesen Stoffen –
Energieproduktion durch gravitative Entmischung („Eisenkatastrophe“) –
Aufschmelzung bis zum Kern
• Mantelumwälzung – Metalle sinken zum Zentrum und bilden einen Fe/NiKern, Silikate steigen nach oben und bilden einen Mantel
Ausbildung eines neuen (schwarz)
Dichteprofils infolge einer Mantelumwälzung am Beispiel des Mars
Viele Fragen – wenige Antworten:
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Welche Tiefe erreichte die geschmolzene Gesteinsschicht?
War der Magmaozean völlig oder nur partiell aufgeschmolzen?
Wie lange dauerte es, bis er sich verfestigte?
Durch welche Prozesse erfolgte eine effektive Stofftrennung?
...
Die Zeit des „Großen Bombardements“
Als Großes Bombardement (englisch: Late Heavy Bombardment, LHB) wird eine Zeit
während der Entwicklung des Sonnensystems bezeichnet, in der auf die noch jungen
inneren Planeten (die Gesteinsplaneten Merkur, Venus, Erde, Mars) und den Erdmond
zahlreiche große Asteroiden und andere Restkörper der Planetenbildung stürzten.
Diese Epoche wird auf die Zeit vor etwa 4.1 bis 3.8 Milliarden Jahren angesetzt. Sie hatte
großen Einfluß auf die Oberflächengestalt des Mondes und auf die ersten
Entwicklungsstufen des irdischen Lebens. Viele der einschlagenden Körper waren
Planetesimale mit Größen zwischen 1 und 50 km.
Migration der Partikelwolke in das innere Sonnensystem
Simulation, wie sich die
Planetesimaldichte im
Laufe des Zeitalters des
Großen Bombardements
unter dem Einfluß der
Riesenplaneten Jupiter
und Saturn verändert hat.
Masse: 35 Erdmassen
a)
b)
c)
d)
100 Ma nach P-Bildung
879 Ma (Beginn LHB)
882 Ma (Ende LHB)
200 Ma später
Nächstes Mal: Migrationsprozesse nach der Planetenentstehung
Frühgeschichte der Erde / Mond-Impakt