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Zonnenevel
Vier protoplanetare Scheiben in dem Orionnebel.

Die Hypothese des Sonnennebel, auch genannt Kant-Laplace-Hypothese erwähnt, ist die wahrscheinlichste Erklärung für den Ursprung der Sonnensystem. Die Theorie wurde formuliert von Emanuel Swedenborg im Jahr 1734.[1]Immanuel Kant kannte Swedenborgs Arbeit und erweiterte die Theorie 1755 weiter. Er dachte, wenn Nebel und Gaswolken langsam drehen, sie ziehen sich unwiderruflich zusammen und glätten sich unter ihrem eigenen Einfluss Erdanziehungskraft, was zu einer zentralen Stern und kreise darum herum Planeten geprägt sein. Ein ähnliches Modell wurde 1796 von . vorgeschlagen Pierre-Simon Laplace. Beide Modelle läuteten die moderne, wissenschaftliche Kosmologie in.

Die Theorie wurde durch Forschung auf dem Gebiet der Astronomie, Physik, Geologie und Planetenwissenschaften zunehmend ausgearbeitet. Obwohl die Modelle dazu dienten, die Entstehung des Sonnensystems zu erklären, gehen Kosmologen heute davon aus, dass die Entstehung im Universum von Planetensystemen überall auf die gleiche Weise, nach dem gleichen Naturwissenschaft Gesetze erlöschen. Mehr als 1.850 sogenannte Exoplaneten entdeckt in der Milchstraße, was zeigt, dass ein Planetensystem um einen Stern keine Ausnahmesituation ist.

Übersicht über die Hypothese

Kontraktion im Nebel

Laut kosmologische Hypothese startet ein Planetensystem, wenn es Sonnensystem wenn ein großer (normalerweise etwa 10.000 AE in Durchmesser), annähernd kugelförmige Wolke sehr kalt interstellar Gas, die Teil eines größeren Molekülwolke. So eine Wolke hat gerade genug Masse auf eigene Faust Schwere zusammen zu ziehen. (Diese Kontraktion kann auch ausgelöst werden durch a Druckwelle, zum Beispiel verursacht durch die Explosion eines Nachbarsterns, der sich durch die Wolke bewegt und damit für lokale Unterschiede in Dichte Sobald die Kontraktion (Kontraktion) eines Nebels begonnen hat, beschleunigt sich dieser Vorgang.

Vorstellung von a protoplanetare Scheibe.

Die Zusammensetzung des Nebels unterscheidet sich nicht wesentlich von der endgültigen Zusammensetzung der Pflanze Stern das entsteht. Für die Entstehung des Sonnensystems bedeutet dies, dass der ursprüngliche Nebel etwa 98 . groß ist Massenprozent von Wasserstoff und Helium muss vorhanden gewesen sein. Diese Elemente waren ursprünglich Universum gebildet, kurz nach dem Urknall. Die anderen zwei Massenprozent waren schwerer Elemente, gebildet in einer späteren Periode der Geschichte des Universums, entstanden aus Nukleosynthese in Sternen, die am Ende ihrer Lebenszyklus diese Elemente wehten in den Weltraum. Der Anteil der schwereren Elemente in einem Stern wird als bezeichnet Metallizität vom Stern gerufen. Statistisch gesehen, bilden sich Planeten eher in Nebeln mit höheren Metallizitäten.

Der Nebel wird wärmer, weil das kinetische Energie der Partikel im Nebel steigt auf Kosten der potenzielle Energie in dem Schwerkraftfeld. Die zunehmend Drehgeschwindigkeit ist das Ergebnis der Drehimpulserhaltungssatz: Genau wie ein Eiskunstläufer, der sich bei einer Pirouette schneller dreht, wenn er seine Arme zusammenzieht, dreht sich der Nebel schneller, wenn er sich in Richtung des . zusammenzieht Massezentrum. Die Abflachung vom anfänglich kugelförmigen Nebel zu einem flachen protoplanetare Scheibe ist das Ergebnis von Kollisionen und Zuwachs von Gasteilchen, wobei deren Bewegungen zugunsten der Drehimpulsrichtung gemittelt werden.

Analyse der Zusammensetzung von acht Meteoriten, von dem angenommen wird, dass es in den ersten drei Millionen Jahren der Entstehung des Sonnensystems entstanden ist, hat gezeigt, dass etwa 1 bis 2 Millionen Jahre nach der Entstehung des Sonnensystems Sonne, wurde die protoplanetare Scheibe mit a . angereichert Isotop von Eisen60Fe. Dies muss das Ergebnis einer Supernova in der Nähe des Sonnennebels gewesen sein.[2]

der Protostar

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In dem Massezentrum der Nebel bildete einen immer massiveren "Protostern". Dieser Protostern zieht sich weiter zusammen, bis nach 10 bis 50 Millionen Jahren die Belebt und Temperatur innen hoch genug sein, um Kernreaktion von Wasserstoff zu Helium. Der Stern wird mit der ersten Kernfusion geboren. Ein neugeborener Star werden T Tauri-Stern namens. Solche Sterne produzieren ein viel stärkeres Sonnenwind dann "reife" Sterne, die die restlichen Gase aus der protoplanetaren Scheibe blasen und die erste Phase des Planetenbildungsprozesses beenden. Wenn innerhalb der protoplanetaren Scheibe Gasriesen Formen, dies bedeutet, dass ihre Bildung damit weitgehend aufhört. Wie bei den meisten Prozessen während des Lebenszyklus eines Sterns hängt die Zeit, die der Stern in dieser Phase verbringt, von seiner Masse: Massive Sterne ziehen sich schneller zusammen.

Währenddessen kühlt das Gas in der protoplanetaren Scheibe bei der Kontraktion langsam durch die Hitze ab. Während der Abkühlung kondensieren Staubkörner (Metall und Silikate) und Eis (Verbindungen von Wasserstoff als Wasser, Methan und Ammoniak) aus dem Gas. Diese Staubpartikel kollidieren miteinander und kleben durcheinander elektrostatisch Ladungsunterschiede zueinander, was den Akkretionsprozess in Gang setzt. Gaspartikel (beide atomar wenn molekular) sind in protoplanetaren Scheiben reichlich vorhanden, können sich aber nicht ansammeln, weil ihre Geschwindigkeit zu groß ist, um durch elektrostatische Kräfte miteinander verbunden zu werden. Der größte Teil der Masse der Scheibe bestand aus Wasserstoff und Helium, Elementen, die während der Bildung gasförmig bleiben und nicht an der Anfangsphase der Akkretion teilnehmen.

Ein Staubpartikel in einem porös Chondriten. Chondrite sind eine Art von Meteoriten, von denen angenommen wird, dass sie sich in den frühen Stadien der Akkretion gebildet haben. Foto unter dem BREMSE.

Planetesimale

Sehen planetesimal für den Hauptartikel zu diesem Thema.

Der Staub, der beim Abkühlen der protoplanetaren Scheibe kondensiert, beträgt zunächst weniger als a Mikrometer im Durchmesser, aber Kollisionen führen dazu, dass diese Teilchen zusammenkleben und Planetesimale bilden. Obwohl der Staub zunächst gleichmäßig über die Disc verteilt wird, konzentriert er sich in der Mittelebene der Disc. Staubpartikel unterschiedlicher Größe haben unterschiedliche Geschwindigkeiten und das Wachstum von Partikeln führt daher zu mehr Kollisionen und die Partikel werden noch größer.[3] Größere Partikel wachsen schneller, indem sie „zusammenkleben“, ein Prozess, der fraktale Strukturen innen gelassen.[4] Solche Formen haben vergleichsweise mehr Oberfläche für andere Partikel, mit denen sie kollidieren und daran haften können. Eine Ansammlung großer, „wolliger“ Staubpartikel kann auch durch Kollisionen mit Gaspartikeln gebremst werden,[5] Dadurch können sie leichter in Richtung des Massenmittelpunkts der Scheibe fallen (dies ist die sogenannte nukleare Akkretionshypothese für die Planetenentstehung).[6] Schnelle Kollisionen werden neu entstandene Planetesimale wieder auseinanderreißen, so dass der Übergang zwischen Materie und Planetesimalen ein reversibler Prozess ist. Turbulenz in der Scheibe kann bei schnellen Kollisionen eine Rolle spielen: Wird die Turbulenz zu stark, kann die Konzentration in der Mittelebene behindert werden und zerstörerische Kollisionen zwischen Teilchen treten häufiger auf. Wenn die Planetesimale genug gewachsen sind, wird ihre Gravitationskraft mehr Teilchen anziehen,[7] aber auch starke Turbulenzen können diese Art des Wachstums verhindern, so dass Wachstum nur durch gegenseitige Kollisionen zwischen Planetesimalen erfolgen kann. Modelle zeigen, dass sich Planetensysteme mit Gasriesen nur bilden können, wenn sich innerhalb von 10.000 Jahren Planetesimale mit einem Durchmesser von etwa einem Kilometer gebildet haben.[8]

Viele Planetesimale können sich im Akkretionsstadium in einer protoplanetaren Scheibe bilden, und einige können den Entstehungsprozess überleben. Leute denken das Asteroiden übrig gebliebene Planetesimale stammen aus der Frühzeit des Sonnensystems, Komm essen Es wird angenommen, dass es sich um übrig gebliebene Planetesimale aus den äußeren Regionen des Sonnensystems handelt. Meteoriten sind Stücke von solchem ​​"Weltraumschrott", dass Boden Ländern und kann daher heute als fortwährender Zuwachs unseres Planeten angesehen werden. Einige Arten von Meteoriten sind Stücke von leichten Planetesimalen, die auseinandergerissen wurden. Bei Kollisionen zwischen zwei Planetesimalen überleben nur die schwersten, die leichteren werden zerschmettert.

Eine Darstellung eines Protoplaneten, der sich durch eine protoplanetare Scheibe bewegt.

Oligarchisches Wachstum

Wenn die Planetesimale wachsen, nimmt ihre Zahl ab und die Kollisionen werden seltener. Durch das stochastisch Wachstumsprozess wachsen nicht alle Planetesimale gleich schnell und einige gewinnen an Masse als andere. Wenn sich die Planetesimale um den (Proto-)Stern drehen, Gleitreibung die Gesamtenergiemenge (die Moment) bleiben gleichmäßig in der Scheibe verteilt, so dass die größten Körper die geringsten Geschwindigkeiten haben und sich in fast kreisförmig Umlaufbahnen, während die Kleinen schneller sind und Exzenter Jobs haben. Große Körper haben auch mehr Oberfläche, auf die andere Körper auftreffen können. Somit sind die langsameren, schwereren Körper in der Lage, alle benachbarten Planetesimale aufzunehmen und zu ihrer Masse hinzuzufügen. Dies führt zu einer immer schnelleren Konzentration der Masse auf wenige größere Körper, die "Oligarchen“, die viel größer werden als die vielen kleinen Planetesimale, zwischen denen sie sich aufhalten.[9][10][11] Die wenigen größeren Objekte beginnen schnell, das gesamte feste Material in der Scheibe zu dominieren, daher wird diese Phase als die . bezeichnet oligarchische Wachstumsphase namens.[12] Die Größe des Oligarchenpaares nimmt rasch von einigen zehn Kilometern auf mehrere tausend Kilometer Durchmesser zu.

Der Prozess des oligarchischen Wachstums hat eine natürliche Grenze: Jeder Oligarch hat einen endlichen Einflussbereich, der durch seinen Durchmesser bestimmt wird. Wenn alle Planetesimale innerhalb dieser Zone "gefressen" sind, kann das Objekt nicht weiter wachsen. Die Frage ist, ob diese Zonen groß genug sind, um Objekte mit der Größe von zu bilden terrestrische Planeten damit das Wachstum aufhören kann, wenn der Oligarch einen Durchmesser von einigen hundert Kilometern hat.[13] Allerdings können auch hier wieder Turbulenzen im Spiel sein, da sich der Drehimpuls der Planetesimale ändern kann und ständig neues Material in die Einflusszone eines Oligarchen bringt. Dadurch kann sichergestellt werden, dass die Oligarchen weiter wachsen können.[14]

Unabhängig davon wird die Hypothese aufgestellt, dass die Oligarchen weiter wachsen, bis innerhalb von etwa einer Million Jahren Objekte mit 0,5 bis 1,0 Erdmassen gebildet werden.[11] Diese Körper sind groß genug, um so zu sein Protoplaneten betrachtet werden, können sie vom Zentrum der Scheibe wegen der größeren Masse dort größer werden. In der innersten Region des Sonnensystems gab es damals wahrscheinlich einige Dutzend Oligarchen[12] mit Abständen, die groß genug sind, um gegenseitige Kollisionen für die ersten hunderttausend oder sogar Millionen Jahre auszuschließen.

Einfluss der Temperatur

Die Temperatur in einer protoplanetaren Scheibe ist nicht überall gleich. Deshalb bilden sich im Inneren der Scheibe terrestrische Planeten und weiter außen Gasriesen. Im Inneren der Scheibe sind die Temperaturen zu hoch, als dass Wasser-, Methan- oder Ammoniakmoleküle kondensieren könnten. Erst außerhalb einer bestimmten Grenze, dem sogenannten Frostlinie, die Temperatur ist dafür niedrig genug (ca. 150 k). Im inneren Teil der Scheibe werden daher weniger Wasserstoffbrückenbindungen gebildet, es können sich nur Partikel aus dem schwereren Metall- und Silikatstaub anlagern. Dadurch bilden sich im Inneren "steinige" Planeten, nach außen gasförmig.

Dies bedeutet nicht, dass in den weiter außen liegenden Bereichen der Scheibe kein Metall- und Silikatstaub vorhanden wäre, aber diese Partikel sind hier im Vergleich zu Wasserstoffverbindungen in der Minderheit. Diese Wasserstoffverbindungen sind übrigens in Form von Eis fest. Dadurch bestehen die Planetesimale in den äußeren Teilen der Scheibe größtenteils aus Eis. Die Objekte in der Kuiper Gürtel, die Kometen, die Zwergplanet Pluto und Neptun'riesig Mond Triton sind alles Überreste solcher Planetesimale. Aufgrund der erhöhten Menge an festem Material in den äußeren Teilen der Scheibe können einige Planetesimale so groß werden (bis zum Zehnfachen der Masse der Erde), dass ihre Gravitationskraft auch gasförmigen Wasserstoff und Helium ansammelt. Sobald dies geschieht, werden sie noch schneller wachsen, da diese beiden Substanzen 98% der Gesamtmasse des ursprünglichen Nebels ausmachten.

Große Auswirkungen

Wenn das gesamte Gas durch den Sonnenwind aus der protoplanetaren Scheibe geblasen wurde, bleiben viele Protoplaneten und Planetesimale zurück. Zwischen 10 und 100 Millionen Jahre nach Beginn der Entstehung stören sich die Protoplaneten mit ihrer Gravitation gegenseitig in ihren Bahnen, bis sie kollidieren. Die Objekte, die durch solch große Einschläge geschaffen wurden, sind die ultimativen Planeten. Die aktuelle Hypothese ist, dass ein solcher Aufprall zwischen der Proto-Erde und einem planetengroßen Objekt Mars für die Bildung der Mond kümmerten. Der Prozess ist unvorhersehbar: Eine ähnliche protoplanetare Scheibe könnte leicht mehr oder weniger Planeten haben als im Sonnensystem.

Die kleineren Planetesimale, die in viel größeren Mengen als die Protoplaneten vorhanden sind, können lange Zeit im Planetensystem verbleiben. Im Laufe der Zeit haben die Planeten mit ihren Gravitationsfelder viele Planetesimale "auffegen". Dies kann entweder sein, indem sie ihre Umlaufbahn unterbrechen und sie in die äußeren Bereiche des Sonnensystems schicken (die Oort-Wolke) oder indem sie ihre Umlaufbahnen ändern, um mit anderen Planeten zu kollidieren. Einige von ihnen werden in stabilen Umlaufbahnen landen, das sind die aktuellen Asteroiden. Die entstandenen Planeten wurden jedoch mehrere hundert Millionen Jahre lang mit Planetesimalen "bombardiert". Infolgedessen ist die tektonisch weniger aktive Planeten und Monde im Sonnensystem bedeckt mit Einschlagskrater. Obwohl das Bombardement im Laufe der Zeit abgenommen hat, kann man sagen, dass diese Phase nicht enden wird, solange es kleine Körper im Sonnensystem gibt, wie z Komet Schuhmacher-Abgabe 9 An Jupiter 1994 gezeigt.

Im Sonnensystem gibt es Hinweise auf eine erneute Periode heftiger Einschläge, wahrscheinlich verursacht durch die Gravitationsresonanz von Jupiter und Saturn, die eine große Menge Planetesimale in das innere Sonnensystem zieht. Diese Zeit intensiver Auswirkungen wird Spätes schweres Bombardement namens.

Beweis für die Hypothese

Die Solarnebel-Hypothese kann alle wichtigen Merkmale des Sonnensystems erklären:

  1. die Tatsache, dass die Bahnen aller Planeten und Monde mehr oder weniger in derselben Ebene liegen (de Ekliptik) um die Sonne liegen;
  2. die Hauptunterschiede zwischen den terrestrischen Planeten und den Gasriesen;
  3. das Auftreten kleinerer Objekte (Planetoide, kleine Monde und Kometen) in exzentrischen Bahnen;
  4. auch Ausnahmen von den Regeln (Erdmond, Rotationsachsen, die Winkel mit der Ekliptik bilden, oder Neptuns Mondtriton)

Mit der Hypothese nicht erklärbare Tatsachen

Merkmale, die mit der Hypothese nicht ausreichend erklärt werden können:

  1. die geringere Masse des Kuipergürtels als vorhergesagt;
  2. Tritons kreisförmige Umlaufbahn um Neptun;
  3. der große Winkel, der den Äquator von bildet Uranus mit der Ekliptik macht: 97°, also liegt Uranus auf seiner Seite;
  4. die sogenannte "heiße Jupiter" die in den letzten Jahrzehnten in anderen Planetensystemen entdeckt wurden;
  5. die begleitenden Exoplaneten Doppel- und Dreiersternsysteme entdeckt wurden.

Siehe auch