AKKRETIONSTHEORIE: HINTERGRUND UND ERKLÄRUNG - KÖRPERLICH - 2025

Die T eoría-Akkretion (oder Akkretion) in der Astrophysik erklärt, dass die Planeten und andere Himmelskörper durch die Kondensation kleiner Staubpartikel gebildet werden, die von der Schwerkraft angezogen werden.

Die Idee, dass sich Planeten auf diese Weise bilden, wurde 1944 vom russischen Geophysiker Otto Schmidt (1891-1956) vertreten; Er schlug vor, dass eine riesige Gas- und Staubwolke in Form einer abgeflachten Scheibe die Sonne im frühen Sonnensystem umgab.

Abbildung 1. Künstlerkonzept der protoplanetaren Scheibe, aus der Planeten durch Akkretion gebildet werden. Quelle: Wikimedia Commons.

Schmidt behauptete, die Sonne habe diese Wolke in Verbindung mit einem anderen Stern erworben, der durch seine Bewegung durch die Galaxie gleichzeitig durch einen staub- und gasreichen Nebel ging. Die Nähe des anderen Sterns half uns, Materie einzufangen, die sich später verdichtete.

Hypothesen über die Bildung des Sonnensystems lassen sich in zwei Kategorien einteilen: evolutionär und katastrophal. Die ersteren bestätigen, dass sich sowohl die Sonne als auch die Planeten aus einem einzigen Prozess entwickeln und auf die von Inmanuel Kant (1724-1804) und Pierre Simon de Laplace (1749-1827) vorgeschlagenen Ideen zurückgehen.

Der zweite Punkt zu einem katastrophalen Ereignis wie einer Kollision oder Nähe zu einem anderen Stern als Auslöser für die Planetenbildung. Die Schmidt-Hypothese fiel zunächst in diese Kategorie.

Erläuterung

Heute gibt es Beobachtungen junger Sternensysteme und ausreichende Rechenleistung, um numerische Simulationen durchzuführen. Aus diesem Grund wurden katastrophale Theorien zugunsten evolutionärer Theorien aufgegeben.

Die Nebelhypothese der Bildung des Sonnensystems wird derzeit von der wissenschaftlichen Gemeinschaft am meisten akzeptiert, wobei die Akkretion als Prozess der Planetenbildung beibehalten wird.

Im Fall unseres eigenen Sonnensystems sammelte die Gravitationskraft vor 4,5 Milliarden Jahren kleine Partikel kosmischen Staubes - von einigen Angström bis 1 Zentimeter Größe - um einen zentralen Punkt und bildete eine Wolke.

Diese Wolke war der Geburtsort der Sonne und ihrer Planeten. Es wird spekuliert, dass der Ursprung des kosmischen Staubes die vorherige Explosion einer Supernova sein könnte: ein Stern, der heftig zusammenbrach und seine Überreste im Weltraum zerstreute.

In den dichtesten Bereichen der Wolke kollidierten die Partikel aufgrund ihrer Nähe häufiger und begannen, kinetische Energie zu verlieren.

Dann ließ die Gravitationsenergie die Wolke unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenbrechen. So wurde ein Protostern geboren. Die Schwerkraft wirkte weiter, bis sie eine Scheibe bildete, aus der erste Ringe und später Planeten gebildet wurden.

Währenddessen verdichtete sich die Sonne im Zentrum, und als sie eine bestimmte kritische Masse erreichte, begannen darin Kernfusionsreaktionen aufzutreten. Diese Reaktionen erhalten die Sonne und alle Sterne.

Die hochenergetischen Teilchen wurden von der Sonne angetrieben, die als Sonnenwind bekannt ist. Dies half, die Trümmer aufzuräumen und wegzuwerfen.

Bildung der Planeten

Astronomen nehmen an, dass nach der Geburt unseres Sternenkönigs die Staub- und Gasscheibe, die ihn umgab, mindestens 100 Millionen Jahre dort blieb, was genügend Zeit für die Planetenbildung ließ.

Abbildung 2. Diagramm des heutigen Sonnensystems. Quelle: Wikimedia Commons.

Auf unserer Zeitskala sieht diese Periode wie eine Ewigkeit aus, aber in Wirklichkeit ist es nur ein kurzer Moment in der Zeit des Universums.

Zu dieser Zeit wurden größere Objekte mit einem Durchmesser von etwa 100 km, sogenannte Planetesimale, gebildet. Sie sind die Embryonen eines zukünftigen Planeten.

Die Energie der neugeborenen Sonne trug dazu bei, Gase und Staub von der Scheibe zu verdampfen, was die Geburtszeit der neuen Planeten erheblich verkürzte. In der Zwischenzeit fügten die Kollisionen weiterhin Materie hinzu, da dies genau eine Akkretion ist.

Modelle der Planetenbildung

Durch die Betrachtung junger Sterne in Formation erhalten Wissenschaftler Einblicke in die Entstehung unseres eigenen Sonnensystems. Am Anfang gab es eine Schwierigkeit: Diese Sterne sind aufgrund der sie umgebenden kosmischen Staubwolken im sichtbaren Frequenzbereich verborgen.

Dank Teleskopen mit Infrarotsensoren kann die kosmische Staubwolke jedoch durchdrungen werden. Es wurde gezeigt, dass sich in den meisten Nebeln der Milchstraße Sterne in Formation befinden und sicherlich Planeten, die sie begleiten.

Drei Modelle

Mit all den bisher gesammelten Informationen wurden drei Modelle zur Planetenbildung vorgeschlagen. Am weitesten verbreitet ist die Akkretionstheorie, die für felsige Planeten wie die Erde gut funktioniert, aber nicht so gut für Gasriesen wie Jupiter und die anderen äußeren Planeten.

Das zweite Modell ist eine Variante des vorherigen. Dies besagt, dass sich zuerst Gesteine ​​bilden, die durch die Gravitation voneinander angezogen werden, wodurch die Planetenbildung beschleunigt wird.

Schließlich basiert das dritte Modell auf der Instabilität der Scheibe und erklärt am besten die Bildung der Gasriesen.

Das nukleare Akkretionsmodell und felsige Planeten

Mit der Geburt der Sonne begann das verbleibende Material zusammenzuklumpen. Größere Cluster bildeten sich und leichte Elemente wie Helium und Wasserstoff wurden vom Sonnenwind in Regionen weiter vom Zentrum weggefegt.

Auf diese Weise könnten aus den schwereren Elementen und Verbindungen wie Metallen und Silikaten felsige Planeten in der Nähe der Sonne entstehen. Anschließend wurde ein Prozess der geochemischen Differenzierung gestartet und die verschiedenen Erdschichten gebildet.

Andererseits ist bekannt, dass der Einfluss des Sonnenwinds mit der Entfernung abnimmt. Außerhalb der Sonne können sich die von leichten Elementen gebildeten Gase sammeln. In diesen Abständen fördern Gefriertemperaturen die Kondensation von Wasser- und Methanmolekülen, wodurch gasförmige Planeten entstehen.

Astronomen behaupten, dass es entlang des Asteroidengürtels eine Grenze zwischen Mars und Jupiter gibt, die als "Eislinie" bezeichnet wird. Dort war die Häufigkeit von Kollisionen geringer, aber die hohe Kondensationsrate führte zu viel größeren Planetesimalen.

Auf diese Weise wurden die Riesenplaneten geschaffen, was seltsamerweise weniger Zeit in Anspruch nahm als die Bildung felsiger Planeten.

Die Akkretionstheorie und Exoplaneten

Mit der Entdeckung von Exoplaneten und den darüber gesammelten Informationen sind sich die Wissenschaftler ziemlich sicher, dass das Akkretionsmodell der Hauptprozess der Planetenbildung ist.

Dies liegt daran, dass das Modell die Bildung felsiger Planeten wie der Erde sehr gut erklärt. Trotz allem ist ein großer Teil der bisher entdeckten Exoplaneten gasförmig, von einer Größe, die mit der von Jupiter vergleichbar ist, oder viel größer.

Die Beobachtungen zeigen auch, dass gasförmige Planeten um Sterne mit schwereren Elementen in ihren Kernen vorherrschen. Auf der anderen Seite bilden sich felsige Sterne um Sterne mit Lichtkernen, und die Sonne ist eine davon.

Abbildung 3. Künstlerische Darstellung des Exoplaneten Kepler 62f um seinen Stern im Sternbild Lyra. Quelle: Wikimedia Commons.

Im Jahr 2005 wurde schließlich ein felsiger Exoplanet entdeckt, der einen Stern vom Solartyp umkreist. In gewisser Weise deuten diese und andere Entdeckungen darauf hin, dass auch felsige Planeten relativ häufig vorkommen.

Für die Untersuchung von Exoplaneten und ihrer Entstehung startete die Europäische Weltraumorganisation 2017 den Satelliten CHEOPS (Characterizing ExOPlanets Satellite). Der Satellit misst mit einem hochempfindlichen Photometer das Licht anderer Sternensysteme.

Wenn ein Planet vor seinem Stern vorbeizieht, nimmt seine Helligkeit ab. Durch die Analyse dieses Lichts kann die Größe ermittelt werden und ob es sich um gasförmige oder felsige Riesenplaneten wie Erde und Mars handelt.

Aus Beobachtungen in jungen Systemen wird es möglich sein zu verstehen, wie Akkretion bei der Planetenbildung auftritt.

Verweise

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2. Planetenjäger. Was verstehen wir wirklich über Planetenbildung? Wiederhergestellt von: blog.planethunters.org.
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