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DIE ENTSTEHUNG DES SONNENSYSTEMS Problem: Wieso sind die Felsenplaneten im Sonnensystem so leicht? Insbesondere der Mars! Problem: Warum haben die Trans-neptun-Objekte so exzentrische Bahnen? OBJEKTE JENSEITS DES NEPTUNS Die ersten beiden Fragen betreffen die geringe Masse der Felsenplaneten Die dritte Frage betrifft die Dynamik des äußeren Sonnensystems Sternentstehung – Adlernebel Dunkelwolken aus Staub und Wasserstoffgas im Adlernebel M16 (~7000 Lichtjahre entfernt im Sternbild Schlange), umgeben von jungen, leuchtkräftigen Sternen (Quelle: HST). Die sogenannten protostellaren Wolken am Oberrand der Gas- und Staubsäule (jede größer als unser Sonnensystem) sind Orte der Sternentstehung – wie bei der Sonne vor ~4.6 Mrd. J. Sternentstehung – Orionnebel IR Der Orionnebel M42, 1500 Lichtjahre entfernt, enthält etwa 700 junge Sterne (IR Bild) und mindestens 150 protostellare Wolken. Einige verdampfen in der intensiven UV-Strahlung der vier hellen Sterne, die das „Trapez“ bilden. Bsp. 5 zeigt die Seitenansicht einer Akkretionsscheibe. 1AU (Astronomical unit) ist dabei 149.6 Mio. km, die mittlere Entfernung Erde – Sonne. Quelle: HST Protoplanetare Scheiben Sind hell im Infraroten, weil der kalte Staub strahlt HL Tau, ALMA (mm) HL Tau, HST HL Tauri GRAVITATION IN AKTION Elementspedition Supernova – Just in Time … Entstehung des Sonnensystems Meteoriten Hinweise auf die Bausteine der Erde Eisenmeteorit (Kerne der Planetesimale) Chondrite (Silikate & flüchtige Anteile) Entstehung des Sonnensystems Kurzlebige Radionuklide 9 Radionuklide mit t1/2 < 16 Myr sind durch Meteorite bestätigt... Wo kamen sie her? Vor allem 60Fe!! 41Ca (t1/2 = 0.1 Myr) (Srinivasan et al. 1994, 1996) 36Cl (t 1/2 = 0.3 Myr) (Murty et al. 1997; Lin et al. 2004) 26Al (t 1/2 = 0.7 Myr) (Lee et al. 1976; MacPherson et al. 1995) 60Fe (t 1/2 = 1.5 Myr) (Tachibana & Huss 2003; Mostefaoui et al. 2004) 10Be (t 1/2 = 1.5 Myr) (McKeegan et al. 2000; Sugiura et al. 2001) 53Mn (t 1/2 = 3.7 Myr) (Birck & Allegre 1985) 107Pd (t 1/2 = 6.5 Myr) (Kelly & Wasserburg 1978) 182Hf (t Myr) (Harper & Jacobsen 1994) 1/2 = 9 129I (t 1/2 = 15.7 Myr) (Jeffery & Reynolds 1961) Kurzlebige Radionuklide Injiziert durch SN-Explosionen vom Typ II während der Bildung eines Planetensystems , als einzige Quelle für 60Fe Protoplanetare Scheiben HST Bild, Orion Nebel ~ 0.2 pc 1 Ori C: 40 M Stern wird in ca.1-4 Myr zur Supernova 32 Sternhaufen Offener Sternhaufen aus jungen Sternen: Die Plejaden (Bild: R. Gendler) Sternhaufen Offener Sternhaufen in NGC 602 Kurzlebige Radionulide Injiziert durch eine Supernova? Type II Supernovae sind die einzigen Quellen für Zusammenhang mit Sternentstehungsregionen. 60Fe im 70 - 90% aller kleinen Sterne innerhalb von 6000 Lj entstehen in reichen Sternhaufen mit mehr als 100 Sternen Wahrscheinlichkeit, dass ein solcher Haufen massive Sterne enthält (> 25 M) ist ~ 70%. Bestätigt durch Sternzählungen . Ca. 50% aller kleiner Sterne entstehen in der Nähe von massiven Sternen, die als innerhalb weniger Millionen Jahre als Supernovae explodieren. Eigenschaften des Sonnensystems Anreicherung mit kurzlebigen radioaktiven Isotopen Planetenbahnen sind gut organisiert (E & Inklination) Rand des frühen solaren Nebels bei ca. 30 AU Beobachtet: Kuipergürtel bei ca. 40 - 50 AU Bahn von Sedna: e = 0.82 und p = 70 AU 36 Bedingungen SupernovaAnreicherung erfordert große Zahl von Sternen M 25M o Ordnung einer kleinen Zahl NEPTUN 38 Timing und Tuning [1] Der 25 Sonnenmassen Stern lebt für 7.5 Myr, solarer Nebel lebt länger als der Durchschnitt [2] Am Rande des Sternhaufens, aber nur 6000- 12000 AU von der Explosion entfernt. [3] Nahe Begegnung bei 400 AU für Sedna, aber keine Begegnung < 225 AU um Zerstörung von Neptunbahn zu verhindern . [4] Sonnensystem lebt für 100 Mio Jahre im Haufen. 39 Der Ursprung unseres Sonnensystems Sternhaufen mit 1000 – 7000 Sternen Anreicherung und Streuung mit anderen Sternen Streuung schneidet Kuipergürtel bei 50 AU lässt Sedna und andere TNOs mit großer Exzentrizität 40 Wenn ein Stern vorüberfliegt (Pfalzner 2012) (S. Wenn ein Stern in etwa 100 AU Entfernung an einer protoplanetaren Scheibe vorbeifliegt, wird diese für einige Jahrhunderte gestört. Ihre Außenbezirke lösen sich auf, und es bleibt eine kleinere, scharf begrenzte Scheibe zurück. Pfalzner 2012 Wie lange gab es unsere Urwolke? Gasnebel des Sonnensystems löste sich schon nach vier Millionen Jahren auf. Vier Meteoriten haben die entscheidenden Informationen geliefert. Ihre Magnetisierung verrät, dass sich der protoplanetare Gasnebel knapp vier Millionen Jahre nach Entstehung wieder auflöste, das wiederum gibt wertvolle Einblicke in die Abläufe, die unser Sonnensystem prägten. (Science 2017) Die Magnetisierung der Meteoriten kann verraten, ob der Gasnebel damals noch existierte, denn beim Erstarren speicherte ihr Gestein die Magnetbedingungen, die in ihrer Umgebung herrschten. Löst sich die Gasscheibe auf, vergeht auch das Magnetfeld. Der Magnetismus der Angriten begrenzt damit auch die Lebenszeit unserer eigenen Urwolke. Bei der Erstarrung dieser Gesteine gab es so gut wie kein messbares Magnetfeld mehr. Frühe Wanderung des Jupiter Demnach muss der Gasriese Jupiter innerhalb der ersten vier Millionen Jahre an seine endgültige Position gewandert sein – denn danach war nicht mehr genügend Gas da, um ihn mittels Turbulenzen abzulenken. Eine solche frühe Wanderung stimmt gut mit astronomischen Beobachtungen von extrasolaren Gasriesen überein. Gleichzeitig gibt das neue Szenario den großen Gasplaneten genügend Zeit, um allmählich durch Akkretion von Gas entstanden zu sein. Wäre die Zeit kürzer gewesen, hätten sie nur durch plötzlichen Kollaps dichter Gasbereiche in der Urwolke entstanden sein können. Die Geschichte der Planetenentstehung Planeten entstanden aus demselben protostellaren Material wie die Sonne, man findet sie in der Sonnenatmosphäre. Felsenplaneten entstanden aus der Klumpung von Staubteilchen in der protostellaren Scheibe. Masse weniger als ~ 15 Erdmassen: Planet kann nicht mehr wachsen durch gravitatitiven Kollaps Erdähnliche Planeten Masse mehr als ~ 15 Erdmassen: Planet wächst durch gravitative Anziehung von Gas aus der protostellaren Wolke Jupiterähnliche Planeten (Gasriesen) Die Entstehung von Gasriesen Entstehung einer Scheibe und der ersten Planetoiden Ein Planet wächst und erzeugt eine Lücke in der Scheibe Die Scheibe und ihr Planet Die innere Kielwasserströmung übt ein positives Drehmoment auf den Planeten aus und drängt ihn nach außen. Die äußere Strömung übt ein negatives Drehmoment aus und drängt den Planeten nach innen Die Summe dieser beiden Drehmomente ist i.a. negativ, der Planet wandert nach innen HL Tauri Migration, wenn zwei Planeten eine gemeinsame Lücke öffnen Ein Planet allein migriert nach innen Gemeinsame Lücke und Resonanz-Kopplung Wenn M2 < M1 => kleineres negatives Drehmoment der äußeren Scheibe, als das positive Drehmoment von der inneren Scheibe (Masset & Snellgroove 2001) Das Paar wandert nach außen!! Der „Grand Tack“: Die Resonante Migration Migration und Planetoide Migration und Planetoide Grand Tack: Zusammenfassung • Wie werden aus Brocken Planeten? • Stöße zwischen kleinen Staubteilchen • Kleinere Körper werden von größeren angezogen (bleiben kleben) - es bilden sich erste, kleine Planetchen • Simulation: 100 “Planetesimale” 30 Mio J. 22 Protoplaneten 79 Mio J. 11 Protoplaneten Staub -> Felsenplaneten mm - cm: Staub zu Chondrulen (mitten in der Scheibe) cm - km: Es hängt aneinander oder gravitative Instabilität km - 10,000 km: Stöße, Einschläge, Von kleinen Brocken zu Felsenplaneten Painting by James Garry Simulationen von J. Chambers Migration durch Streuung Neptun springt über Uranus Neptun/Uranus: 3:4 Uranus/Saturn 2:3 Saturn/Jupiter 2:3 Die vier Bahnen von Neptun, Uranus, Saturn und Jupiter verhalten sich wie 3:4:6:9 Das Sonnensystem 500- 800 Millionen Jahre nach der Entstehung Unser einzigartiger Planet
