Kosmologie/Die Entstehung von Planeten

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Die Entstehung von Planeten

Die Kant-Laplace-Theorie

Protoplanetare Scheibe um HL Tauri

Im 18. Jahrhundert entwickelten der deutsche Philosoph Immanuel Kant (1755) und der französische Astronom Pierre-Simon Laplace (1796) unabhängig voneinander eine Theorie zur Entstehung von Planetensystemen, die heute als Kant-Laplace-Theorie bekannt ist.[1] Diese Theorie besagt, dass Planetensysteme aus rotierenden Gas- und Staubwolken entstehen, die sich unter dem Einfluss der Schwerkraft zu einer flachen Scheibe zusammenziehen. Im Laufe der Zeit bilden sich im Inneren dieser Scheibe durch Akkretion feste Objekte, die schließlich zu Planeten heranwachsen.

Die Gas- und Staubwolke, aus der sich unser Sonnensystem gebildet hat, wurde früher auch als Sonnennebel oder als solarer bzw. präsolarer Urnebel bezeichnet. Er war nur ein Teil einer viel größeren Urwolke, die vor etwa 4,6 Milliarden Jahren in unserer Milchstraße existiert haben soll und aus der vermutlich noch tausende andere Sternen- bzw. Planetensysteme entstanden sind. In der modernen wissenschaftlichen Literatur werden diese Begriffe jedoch nur mehr selten verwendet. Stattdessen spricht man von "molekularen Wolken" oder "Riesenmolekülwolken", aus denen Sterne und Planetensysteme entstehen.

Die Kant-Laplace-Theorie war bahnbrechend, da sie einen plausiblen Mechanismus für die Entstehung von Planetensystemen lieferte. Sie wurde im 20. Jahrhundert durch die Beobachtung von jungen Sternen und protoplanetaren Scheiben weiter gestützt.

In den letzten Jahrzehnten hat die Entdeckung von Exoplaneten, also Planeten, die Sterne außerhalb unseres Sonnensystems umkreisen, unser Verständnis von Planetensystemen erweitert.[2] Die Analyse dieser fernen Welten hat gezeigt, dass es eine enorme Vielfalt an Planetensystemen im Universum gibt, von denen einige sogar erdähnliche Planeten in der habitablen Zone ihres Sterns beherbergen.[3]

Die Entstehung von Planeten ist eng mit der Entstehung von Sternen verbunden. Wie diese und gemeinsam mit diesen werden sie aus den kalten und verhätnismäßig dichten interstellaren Molekül- und Staubwolken gebildet.[4] Wenn sich eine Region dieser Staub- und Gaswolken unter dem Einfluss der Schwerkraft verdichtet und kollabiert, bildet sich zunächst ein Protostern (→ siehe oben), der von einer Akkretionsscheibe aus Gas und Staub umgeben ist.[5] In dieser Scheibe entstehen später Planeten und andere Himmelskörper.

Geboren aus kosmischem Staub

Kosmischer Staub, auch interstellarer Staub oder kosmische Partikel genannt, besteht aus kleinen Festkörperteilchen, die sich im interstellaren Medium (ISM) verteilen. Dieser Staub hat seinen Ursprung in verschiedenen Quellen, wie beispielsweise auskondensierende Materialien in der äußeren Atmosphäre von Sternen, Supernova-Explosionen oder Kollisionen zwischen Asteroiden und Kometen.[6]

Kosmischer Staub besteht aus Teilchen, die in der Regel eine Größe von einigen Nanometern bis zu einigen Mikrometern aufweisen.[7] Die Partikel sind unregelmäßig geformt und können sowohl amorph als auch kristallin sein.[8] Die chemische Zusammensetzung variiert, jedoch häufig Silikate, Graphit, Wassereis und organische Verbindungen enthalten.[9]

Kosmischer Staub spielt eine wichtige Rolle bei der Bildung von Sternen, da er zur Abkühlung und Kondensation von Gasen im interstellaren Medium beiträgt und somit zur Entstehung von Protosternen führt.[10] Er dient auch als Baustein für die Akkretion von Planetesimalen, von denen die Bildung von Planeten in protoplanetaren Scheiben ausgeht.[5] Darüber hinaus ermöglicht der kosmische Staub chemische Reaktionen auf seinen Oberflächen und beeinflusst somit die chemische Zusammensetzung des interstellaren Mediums.[11] Kosmischer Staub streut und absorbiert Licht, was zu Extinktion und Rotverschiebung führt. Dies muss bei der Interpretation von astronomischen Beobachtungen berücksichtigt werden.[12][13]

Akkretionsscheibe

Eine Akkretionsscheibe ist eine rotierende, abgeplattete Scheibe aus Gas, Staub und anderen Partikeln, die sich um einen massereichen Zentralkörper, wie beispielsweise einen Stern, ein Schwarzes Loch oder einen jungen Protostern, ansammelt. Die in der Scheibe enthaltenen Materialien spiralen langsam nach innen, wobei sie aufgrund der Gravitationskräfte des Zentralkörpers Energie und Drehimpuls verlieren. Dieser Prozess, der als Akkretion bezeichnet wird, führt dazu, dass Materie aus der Scheibe auf den Zentralkörper fällt und somit zu dessen Wachstum beiträgt.[14]

Akkretionsscheiben sind ein wichtiger Bestandteil der Planetenentstehung, da sie als Reservoir für Materialien dienen, aus denen sich Planeten und andere Himmelskörper bilden können.[5] Die Dynamik von Akkretionsscheiben ist ein aktives Forschungsgebiet in der Astronomie, da sie wichtige Erkenntnisse über die Entstehung und Entwicklung von Planetensystemen, Doppelsternsystemen und anderen astrophysikalischen Phänomenen liefert.[15]

Protoplanetare Scheiben aus Gas und Staubkörnern

Protoplanetare Scheiben um junge Sterne im Orionnebel (M42)

Die Entstehung von Planeten beginnt in protoplanetaren Scheiben, die aus Gas und Staub bestehen und sich um junge Sterne bilden.[16] Die Entstehung von protoplanetaren Scheiben ist ein fundamentaler Prozess in der Bildung von Sternen und Planeten. Protoplanetare Scheiben sind dichte, rotierende Strukturen aus Gas und Staub, die sich um junge Sterne bilden. Die Entstehung von protoplanetaren Scheiben beginnt mit dem Kollaps einer interstellaren Wolke aus Gas und Staub, die durch die Gravitation zusammengehalten wird.[17] Dieser Kollaps kann durch verschiedene Mechanismen ausgelöst werden, wie z. B. Schockwellen von Supernova-Explosionen oder Dichtewellen in galaktischen Spiralarmen.[18] Während des Kollapses konserviert die Wolke ihren Drehimpuls, wodurch sie sich abplattet und eine rotierende Scheibe bildet.[19]

Während die interstellare Wolke weiter kollabiert, erhöht sich der Druck und die Temperatur im Zentrum der Wolke, was schließlich zur Bildung eines Protosterns führt.[20] Der Protostern zieht weiterhin Material aus der umgebenden protoplanetaren Scheibe an, die ihm Gas und Staub zuführt.[21] Die protoplanetare Scheibe entwickelt sich im Laufe der Zeit durch verschiedene Prozesse, wie z. B. Akkretion, durch die das Material im Inneren der Scheibe auf den Protostern fällt.[22]

Die Struktur der protoplanetaren Scheibe wird durch verschiedene Faktoren bestimmt, wie z. B. die Temperatur, Dichte und chemische Zusammensetzung des Materials.[16] In der Scheibe können sich auch Instabilitäten bilden, die zur Fragmentierung führen können.[23] Die Staubkörner in der Scheibe können durch Kollisionen und elektrostatische Kräfte zusammenklumpen und somit größere Staubaggregate bilden.[24] Wenn diese Staubaggregate weiter wachsen, können sie zu kilometergroßen Objekten, sogenannten Planetesimalen, heranwachsen.[25]

Bildung von Planetesimalen und Planeten

Jupiter in natürlichen Farben mit Schatten des Mondes Europa, fotografiert von der Raumsonde Cassini
Saturn in natürlichen Farben, fotografiert von der Raumsonde Cassini aus einer Entfernung von 6,3 Millionen km.
Uranus (Aufnahme durch Voyager 2, 1986)
Neptun (Aufnahme von Voyager 2, 25. August 1989)

Gasriesen

Die Planetesimale üben eine Gravitationskraft auf ihre Umgebung aus und können Gas und weitere Planetesimale akkretieren. Im Prozess der Kernakkretion bildet sich ein fester Kern, der später Gas aus der protoplanetaren Scheibe anziehen kann, um einen Gasriesen wie Jupiter oder Saturn zu bilden.[26] Es gibt dazu allerdings auch eine alternative Theorie. In dieser wird angenommen, dass die Bildung von Gasriesen direkt aus der protoplanetaren Scheibe durch das Zusammenwirken von Gasdruck und Gravitation erfolgt. In diesem Szenario bilden sich Gasriesen durch instabile Fragmentation der Scheibe, ohne dass ein massiver fester Kern notwendig ist.[27]

Jupiter, der größte Planet unseres Sonnensystems, ist das Paradebeispiel für einen Gasriesen. Er besteht aus etwa 90% Wasserstoff und 10% Helium, wobei auch kleinere Mengen an Methan, Ammoniak, Wasser und anderen Verbindungen vorhanden sind.[28] Jupiter ist bekannt für seine auffällige, bunte Wolkendecke, die von den starken Jetstreams in der Atmosphäre des Planeten geformt wird.

Saturn, der zweitgrößte Planet unseres Sonnensystems, ähnelt in seiner Zusammensetzung Jupiter, wobei er eine etwas höhere Konzentration an Helium aufweist. Saturn ist vielleicht am bekanntesten für sein eindrucksvolles Ringsystem, das hauptsächlich aus Eispartikeln besteht.[29]

Dank der modernen Astronomie wurden inzwischen auch zahlreiche Gasriesen außerhalb unseres eigenen Sonnensystems entdeckt. Diese sogenannten Exoplaneten stellen ein breites Spektrum an Größen, Massen und Zusammensetzungen dar und haben dazu beigetragen, unser Verständnis von Planetenbildung und -entwicklung zu erweitern. Ein bemerkenswertes Beispiel ist der 1999 entdeckte Exoplanet HD 209458 b, inoffiziell auch "Osiris" genannt, der als erster Exoplanet entdeckt wurde, der eine Atmosphäre besitzt und etwa 160 Lichtjahre entfernt von unserer Sonne um den sonnenähnlichen Stern HD 209458 im Sternbild Pegasus kreist.

Trotz unseres wachsenden Wissens über Gasriesen bleiben noch viele Fragen offen. Zum Beispiel ist es noch nicht gelungen, ein vollständiges Bild davon zu zeichnen, wie Gasriesen sich bilden und entwickeln. Theorien wie die Kern-Aggregations-Hypothese und die Scheiben-Instabilitäts-Hypothese wurden vorgeschlagen, aber jede Theorie hat ihre eigenen Herausforderungen und Unstimmigkeiten.[30]

Außerdem, obwohl wir viele Exoplaneten entdeckt haben, die Gasriesen ähneln, sind viele davon sogenannte "Heiße Jupiter". Sie befinden sich in extrem nahen Umlaufbahnen um ihre Sterne und haben Eigenschaften, die stark von denen der Gasriesen in unserem eigenen Sonnensystem abweichen. Zu verstehen, warum und wie diese heißen Jupiter existieren, bleibt eine der wichtigen Fragen in der Planetenforschung2.[31]

Eisriesen

Eisriesen sind eine besondere Art von Riesenplaneten, die sich von den Gasriesen wie Jupiter und Saturn durch ihre unterschiedliche Zusammensetzung und Struktur unterscheiden. Im Gegensatz zu Gasriesen, die hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium bestehen, bestehen Eisriesen aus schwereren flüchtigen Stoffen, die als "Eis" bezeichnet werden, obwohl sie bei den Temperaturen und Drücken in diesen Planeten nicht als solches vorliegen. Im Sonnensystem sind Uranus und Neptun die beiden als Eisriesen bekannten Planeten.

Uranus ist der siebte Planet von der Sonne und der drittkleinste der vier Riesenplaneten des Sonnensystems. Mit einem Durchmesser von etwa viermal dem der Erde ist er dennoch ein enormer Planet.[32] Sein einzigartiger blaugrüner Farbton ist auf die Methanatmosphäre zurückzuführen, die rotes Licht absorbiert und blaues Licht reflektiert.[33] Im Inneren besteht Uranus hauptsächlich aus Eis (Wasser, Methan und Ammoniak), umgeben von einer Atmosphäre aus Wasserstoff und Helium. Uranus hat das kälteste planetare Atmosphärensystem im Sonnensystem, mit minimalen Temperaturen von -224 Grad Celsius.[34] Eine weitere Besonderheit ist die außergewöhnliche Achsneigung von etwa 98 Grad. Dies bedeutet, dass der Planet fast auf seiner Seite liegt, was zu extremen saisonalen Variationen führt.[35]

Neptun ist der achte und äußerste Planet des Sonnensystems. Trotz seiner etwas geringeren Größe im Vergleich zu Uranus weist er eine größere Masse auf, was auf seine dichtere Zusammensetzung hindeutet.[36] Seine tiefe blaue Farbe ist, ähnlich wie bei Uranus, auf das Methan in seiner Atmosphäre zurückzuführen.[37] Das Innere von Neptun besteht, wie das von Uranus, aus "Eis", aber es wird vermutet, dass tief im Inneren ein solider Kern vorhanden ist. Seine Atmosphäre enthält auch Wasserstoff und Helium, zusätzlich zu Methan und Ammoniak. Eines der bemerkenswertesten Merkmale von Neptun ist sein extrem windiges Wetter, mit den stärksten bekannten Winden im Sonnensystem, die Geschwindigkeiten von bis zu 2100 Kilometer pro Stunde erreichen können.

Die Erforschung von Eisriesen liefert wichtige Informationen über die Prozesse, die zur Entstehung und Entwicklung von Planetensystemen führen. Die genaue Zusammensetzung und Struktur von Uranus und Neptun sind immer noch aktive Bereiche der Forschung, und zukünftige Missionen zu diesen fernen Planeten könnten unser Verständnis ihrer einzigartigen Eigenschaften und der Geschichte unseres Sonnensystems erheblich verbessern.[38] Darüber hinaus wird angenommen, dass Eisriesen in anderen Sternensystemen häufig vorkommen. Daher könnte das Studium von Uranus und Neptun auch dazu beitragen, unser Wissen über die Eigenschaften und Entstehung von Exoplaneten zu erweitern.[39]

Terrestrische Planeten

Aufbau der Erde: Die wichtigsten Schalen und ihre durchschnittliche Tiefe (chemisches und rheologisches Modell vermischt)

Terrestrische Planeten sind Gesteinsplaneten wie die Erde und entstehen ebenfalls durch die Akkretion von Planetesimalen, jedoch in einem inneren, staubreicheren Bereich der protoplanetaren Scheibe, in dem es weniger Gas gibt.[40] Im Laufe der Zeit kollidieren und verschmelzen diese Planetesimale miteinander, wodurch ihre Masse zunimmt und sie schließlich zu erdähnlichen Planeten heranwachsen. Sie bestehen hauptsächlich aus silikatischen Gesteinen und Metallen und sind in der Regel dicht und haben eine feste Oberfläche, im Gegensatz zu Gasplaneten, die aus leichten Elementen wie Wasserstoff und Helium bestehen und keine feste Oberfläche haben. In unserem Sonnensystem fallen in diese Kategorie die vier innersten Planeten: Merkur, Venus, Erde und Mars. Ihre Bildung war nach etwa 10 bis 100 Millionen Jahren abgeschlossen, eine relativ kurze Zeitspanne im Vergleich zum Alter unseres Sonnensystems von etwa 4,6 Milliarden Jahren.[41]

Der innere Aufbau terrestrischer Planeten unterscheidet sich zwar von Planet zu Planet, aber sie teilen alle eine ähnliche grobe Struktur, bestehend aus einem Kern, einem Mantel und einer Kruste.[42] Der Kern ist das innere Zentrum des Planeten und besteht in der Regel aus schweren Metallen wie Eisen und Nickel. Bei der Erde ist der Kern in einen äußeren flüssigen und einen inneren festen Kern unterteilt. Der Mantel umgibt den Kern und besteht hauptsächlich aus silikatischen Mineralien. Bei der Erde ist der Mantel etwa 2.900 Kilometer dick und stellt den größten Teil des Planetenvolumens dar. Die äußerste Schicht ist die Kruste, die aus leichteren silikatischen Mineralien besteht. Auf der Erde ist die Kruste zwischen 5 und 70 Kilometer dick.

Zu den erdähnlichen Himmelskörpern innerhalb unseres Planetensystems zählen heute in der Planetologie neben Pluto aber auch der ähnlich aufgebauten Erdmond, die Jupitermonde Io und Europa sowie die größeren Eismonde wie Ganymed, Kallisto, Titan und Triton. Wenn auch diesen Eismonden der Eisenkern fehlt und an die Stelle des Silikatmantels ein Eismantel tritt, ähneln sie in ihrer Entstehung und Entwicklung den klassischen Gesteinsplaneten sehr.

Plattentektonik
Plattentektonik: Schematische Darstellung der Prozesse entlang der Plattengrenzen und wesentlicher damit einhergehender geologischer Erscheinungen

Die Plattentektonik, der Prozess, bei dem die Erdkruste in verschiedene Lithosphärenplatten gegliedert ist, die sich über den darunter liegenden Mantel bewegen, ist ein entscheidendes Merkmal des geologischen Verhaltens der Erde. Auf anderen terrestrischen Planeten in unserem Sonnensystem ist diese spezifische Art der Tektonik bisher nicht definitiv nachgewiesen worden. Es gibt aber einige Anzeichen dafür, dass der Mars in der Vergangenheit eine Form der Plattentektonik gehabt haben könnte. Forschungen haben jedenfall strukturelle Merkmale identifiziert, die auf eine frühere Plattentektonik hindeuten könnten.[43] Allerdings ist die Evidenz nicht eindeutig, und es gibt noch viele offene Fragen.

Die Venus zeigt zwar Anzeichen von tektonischer Aktivität, aber sie scheint anders zu sein als die Plattentektonik auf der Erde. Aufgrund der dicken und stabilen Kruste von Venus und dem Fehlen von Wasser, das als Schmiermittel in der Plattentektonik der Erde dient, ist es unwahrscheinlich, dass auf Venus eine Plattentektonik wie auf der Erde stattfindet.[44]

Es gibt keine Anzeichen dafür, dass Merkur eine Plattentektonik hat. Die Oberfläche des Planeten ist ähnlich der des Mondes sehr alt und zeigt viele Einschlagskrater, was auf einen Mangel an tektonischer Aktivität hinweist, die solche Merkmale ausgleichen würde.[45]

Ein aktives Forschungsthema ist die Möglichkeit von Plattentektonik auf einzelnen Monden. Europa, einer der größten Monde des Jupiter, ist bekannt für seine eisige Oberfläche. Es gibt Hinweise darauf, dass Europa eine Form der Plattentektonik haben könnte, allerdings mit Eis anstelle von Gestein. Untersuchungen deuten darauf hin, dass es eine Subduktion von Eisplatten geben könnte, ähnlich wie die Subduktion von Gesteinsplatten auf der Erde.[46] Ganymed, ein anderer Jupitermond, hat Anzeichen von tektonischer Aktivität gezeigt, die möglicherweise auf eine Art "Eis"-Plattentektonik hinweist. Allerdings ist die genaue Natur dieser tektonischen Aktivität noch nicht gut verstanden.[47]

Zusammenfassend lässt sich sagen, dass die Plattentektonik bislang ein einzigartiges Merkmal der Erde zu sein scheint. Es ist jedoch möglich, dass zukünftige Forschungen und Entdeckungen dieses Bild verändern könnten.

Exoplaneten

Größenvergleich zwischen der Sonne (links) und dem ultrakühlen Zwerg Trappist-1

Die Entdeckung von Exoplaneten, insbesondere solchen, die erdähnlich sind, ist ein wichtiger Schwerpunkt der modernen Astrophysik. Hier sind einige Beispiele für Exoplaneten, die als terrestrisch gelten und eine potenzielle Ähnlichkeit mit der Erde haben:

Kepler-186f wurde 2014 entdeckt und und liegt vermutlich am äußeren Rand der habitablen Zone seines Sterns, eines kühlen roten Zwergs der Spektralklasse M im nördlichen Sternbild Schwan, den er in einer Entfernung von 52,4 Millionen Kilometern in etwa 130 Erdentage umkreist. Er ist nur wenig größer und massereicher als die Erde. Seine Zusammensetzung und Struktur sind zwar noch nicht vollständig bekannt, aber es wird vermutet, dass er ein terrestrischer Planet sein könnte.[48]

Proxima Centauri b ist ein Exoplanet, der den der Sonne nächstgelegenen, Proxima Centauri, umkreist. Es wird angenommen, dass er eine feste Oberfläche hat und sich in der habitablen Zone seines Sterns befindet, was ihn ebenfalls zu einem Kandidaten für eine mögliche terrestrische Zusammensetzung macht.[49]

Das etwa etwa 40 Lichtjahre von der Erde entfernte TRAPPIST-1-System enthält sieben erdgroße Planeten, von denen drei – TRAPPIST-1e, f und g – in der habitablen Zone ihres Sterns, eines ultrakühlen roten Zwergs, liegen könnten. Basierend auf Schätzungen ihrer Größe und Masse wird angenommen, dass diese Planeten terrestrisch sind.[50]

Die innere Struktur der terrestrischen Planeten des inneren Sonnensystems neben der des Mondes im gleichen Größenverhältnis.

Migration von Planeten

Die planetare Migration spielt eine entscheidende Rolle bei der Entstehung und Entwicklung von Planetensystemen, da sie die Umlaufbahnen von Planeten verändern und somit die Architektur des gesamten Systems beeinflussen kann. Es gibt mehrere Mechanismen, die zur Migration von Planeten führen können, aber die häufigsten sind die Wechselwirkungen mit der protoplanetaren Scheibe und die gravitativen Wechselwirkungen zwischen Planeten.

Die planetare Migration durch Wechselwirkungen mit der protoplanetaren Scheibe wird als Typ-I- oder Typ-II-Migration bezeichnet, abhängig von der Masse des Planeten.[51] Während der Typ-I-Migration interagiert ein Planet mit geringer Masse (z. B. terrestrische Planeten) mit der protoplanetaren Scheibe und erzeugt Spiralwellen, die Drehmoment auf den Planeten ausüben und zu einer Änderung seiner Umlaufbahn führen.[52] Bei der Typ-II-Migration interagiert ein massereicher Planet (z. B. Gasriesen) mit der protoplanetaren Scheibe und erzeugt eine Lücke in der Scheibe, wodurch der Planet mit der Scheibe kohärent migriert.[53]

Die planetare Migration kann einen erheblichen Einfluss auf die Entstehung und Entwicklung von Planetensystemen haben, indem sie die Anordnung und Stabilität der Planeten verändert. Zum Beispiel können Gasriesen, die durch Migration näher an ihren Zentralstern heranrücken, die Bildung von terrestrischen Planeten in der habitablen Zone beeinträchtigen.[54] Die Entdeckung von Exoplaneten-Systemen mit "Hot Jupiters" (Gasriesen in engen Umlaufbahnen um ihre Sterne) hat gezeigt, dass die planetare Migration ein wichtiger Prozess in der Entwicklung von Planetensystemen ist.[55]

Wechselwirkungen mit der protoplanetaren Scheibe

Nach ihrer Entstehung können Planeten durch Wechselwirkungen mit der protoplanetaren Scheibe oder anderen Planeten ihre Umlaufbahnen ändern und somit migrieren.[51] Diese Migration kann dazu führen, dass Planeten näher an ihren Zentralstern oder weiter von ihnen entfernt landen, als ursprünglich gedacht. Dieser Prozess kann auch zur Entstehung von Exoplaneten-Systemen mit "Hot Jupiters" führen, bei denen Gasriesen in engen Umlaufbahnen um ihren Zentralstern kreisen.[55]

Gravitative Wechselwirkungen zwischen Planeten

Die planetare Migration kann auch durch gravitative Wechselwirkungen zwischen Planeten ausgelöst werden, die als planetarische Resonanzen oder Nahbegegnungen bezeichnet werden.[56] Diese Wechselwirkungen können dazu führen, dass Planeten ihre Umlaufbahnen ändern und in instabilen Regionen des Planetensystems migrieren. In einigen Fällen kann dies sogar dazu führen, dass Planeten aus dem System herausgeschleudert werden.[57]

Auflösung der Protoplanetaren Scheibe

Schließlich beginnt sich die protoplanetare Scheibe aufzulösen, was durch verschiedene Mechanismen geschehen kann, wie z. B. Sternwinde, die das Material aus der Scheibe entfernen[58], oder die Bildung von Planeten, die das Material der Scheibe verbrauchen[59]. Die Auflösung der Scheibe markiert das Ende der Hauptphase der Planetenbildung.

Zwergplaneten: Die unterschätzten Bewohner unseres Sonnensystems

Pluto, Aufnahme: Raumsonde New Horizons
Makemake und sein Mond S/2015 (136472) 1 (alias 'MK 2'), Aufnahme: Hubble-Weltraumteleskop
Ceres, Aufnahme: Raumsonde Dawn

Zwergplaneten sind Himmelskörper, die den Planeten in unserem Sonnensystem ähneln, jedoch nicht alle Kriterien erfüllen, die die Internationale Astronomische Union (IAU) zur Definition eines vollwertigen Planeten festgelegt hat. Diese spezielle Klasse von Objekten erhielt ihren Namen durch eine Resolution der IAU im Jahr 2006.[60] Die berühmtesten Beispiele für Zwergplaneten sind wohl Pluto, Eris, Haumea, Makemake und Ceres.

Gemäß der IAU-Definition muss ein Himmelskörper drei Kriterien erfüllen, um als Planet klassifiziert zu werden: Er muss sich auf einer Bahn um die Sonne befinden, genug Masse besitzen, um durch seine eigene Schwerkraft eine nahezu runde Form zu haben, und die Umgebung seiner Bahn von anderen Objekten gereinigt haben. Ein Zwergplanet erfüllt die ersten beiden Bedingungen, hat aber die letzte Bedingung, die Bahnbereinigung, nicht erfüllt.[61]

Die von der IAU beschlossene Unterscheidung von Planeten und Zwergplaneten ist keineswegs unumstritten. Ein zentraler Kritikpunkt ist die dritte Bedingung der IAU-Definition, dass ein Planet seine Umlaufbahn von anderen Objekten "gesäubert" haben muss. Dieses Kriterium ist insofern problematisch, als es nicht präzise definiert ist, was es bedeutet, eine Umlaufbahn zu "säubern". Es gibt keine spezifische Metrik oder einen quantitativen Grenzwert, der festlegt, wann ein Planet seine Bahn genug "gesäubert" hat, um als vollwertiger Planet zu gelten.[62]

Darüber hinaus ist dieses Kriterium auch in Bezug auf die Planeten in unserem eigenen Sonnensystem problematisch. Nach einer strengen Auslegung dieser Regel wären sogar die Erde, Mars, Jupiter und Neptun keine Planeten, da sie Trojaner-Asteroiden auf ihrer Umlaufbahn haben.[63]

Ein weiterer Kritikpunkt ist, dass die IAU-Definition die Rolle der Physik in der Planetendefinition herabsetzt. Einige argumentieren, dass ein Himmelskörper, der groß genug ist, um durch seine eigene Schwerkraft eine runde Form anzunehmen, als Planet betrachtet werden sollte, unabhängig von anderen Faktoren.[64]

Diese Kritikpunkte führten dazu, dass einige Mitglieder der astronomischen Gemeinschaft alternative Definitionen vorschlugen. Eine dieser Definitionen, die von einer Gruppe von Wissenschaftlern unter der Leitung von Alan Stern, dem Hauptforscher der New Horizons-Mission der NASA, vorgeschlagen wurde, bezeichnet als Planet jeden Himmelskörper im Sonnensystem, der durch seine eigene Schwerkraft eine runde Form annimmt. Nach dieser Definition gäbe es weit über 100 Planeten im Sonnensystem, einschließlich der derzeitigen Zwergplaneten und vieler Monde.[65]

Derzeit gibt es fünf offiziel anerkannte Zwergplaneten und darüber hinaus eine Reihe von Zwergplanetenkandidaten (siehe auch → Liste der Zwergplaneten des Sonnensystems).

Die offiziell anerkannten Zwergplaneten

Transneptunische Zwergplaneten (Plutoide)

Der Begriff "Plutoide" wurde von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) im Jahr 2008 eingeführt, um solche Zwergplaneten zu klassifieren, die jenseits der Umlaufbahn des Neptun unsere Sonne umlaufen.

  • Pluto war bis zur IAU-Entscheidung im Jahr 2006 als der neunte Planet unseres Sonnensystems bekannt. Er wurde 1930 entdeckt und ist der größte bekannte Zwergplanet in unserem Sonnensystem. Pluto hat fünf bekannte Monde, der größte davon ist Charon.[66]
  • Eris ist fast so groß wie Pluto und wurde 2005 entdeckt. Sie hat einen bekannten Mond namens Dysnomia. Die Entdeckung von Eris war einer der Auslöser für die Überprüfung der Planetendefinition durch die IAU.[67]
  • Haumea wurde 2004 entdeckt und ist durch ihre längliche Form einzigartig. Sie hat zwei bekannte Monde, Hi'iaka und Namaka. Haumea ist nach einer hawaiianischen Göttin benannt.[68]
  • Makemake ist etwas kleiner als Pluto und wurde 2005 entdeckt. Er hat einen bekannten Mond namens MK 2. Makemake ist nach einem Schöpfungsgott der Rapanui von der Osterinsel benannt.[69]
Zwergplanet im Asteroidengürtel (Ceres)
  • Ceres ist der kleinste der offiziell anerkannten Zwergplaneten und der einzige im Hauptasteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter. Ceres wurde 1801 entdeckt und war lange Zeit als der größte Asteroid bekannt, bevor er 2006 als Zwergplanet reklassifiziert wurde.[70]

Die Erforschung der Zwergplaneten gibt tiefe Einblicke in die Entstehung und Entwicklung unseres Sonnensystems. Mit den Fortschritten in der Technologie und der Weltraumforschung wird es möglich, diese fernen Objekte auch aus nächster Nähe zu untersuchen. Die NASA-Mission "New Horizons", die 2015 an Pluto vorbeiflog,[71] und die Mission "Dawn", die 2015 Ceres erreichte,[72] sind dafür bemerkenswerte Beispiele.

Objekte planetarer Masse (Planemos)

Objekte planetarer Masse, oft als "Planemos" abgekürzt (von englisch planetary-mass objects, kurz PMO), sind Himmelskörper, die eine ähnliche Masse wie Planeten haben. Sie können sich in einer Vielzahl von Umgebungen bilden und unterschiedliche Bahnen haben. Einige sind an Sterne gebunden und ähneln den Planeten in unserem eigenen Sonnensystem, während andere frei im Weltraum schweben. Per Definition sind Planemos größer als Kleinkörper (Asteroiden und Kometen) und annähernd kugelförmig, da sie das hydrostatische Gleichgewicht erreicht haben. Anderseits sind sie kleiner als Braune Zwerge und haben damit weniger als etwa etwa 13 Jupitermassen, die ein Objekt minimal für die Deuteriumfusion benötigt. Das entspricht insgesamt in etwa einer Spannweite von ungefähr 0,001 bis 13 Jupitermassen.[73]

Zu beachten ist, dass nicht alle Planemos als "Planeten" im strengen Sinne betrachtet werden. Die Internationale Astronomische Union definiert einen Planeten als ein Objekt, das eine Umlaufbahn um die Sonne hat, über genug Masse verfügt, um eine runde Form zu erreichen, und das Gebiet um seine Umlaufbahn von anderen großen Körpern "geräumt" hat. Einige Planemos erfüllen diese Kriterien nicht, weil sie nicht an einen Stern gebunden sind oder nicht in einer protoplanetaren Scheibe entstanden sind.[74]

Typen von Planemos

Es gibt viele verschiedene Arten von Planemos, einschließlich, aber nicht beschränkt auf:

Exoplaneten

Exoplaneten sind Planeten, die Sterne außerhalb unseres Sonnensystems umkreisen. Sie variieren stark in Größe, Masse und Zusammensetzung, von erdähnlichen "Super-Erden" bis hin zu gasförmigen "Hot Jupiters". Seit der Entdeckung des ersten Exoplaneten 1995 wurden Tausende solcher Objekte entdeckt.[75]

Vagabundierende Planeten

Diese auch als Rogue- oder Freifliegende Planeten bezeichneten Objekte sind nicht an einen bestimmten Stern gebunden. könnten ursprünglich in einem Sternsystem entstanden sein und wurden dann durch gravitative Wechselwirkungen mit anderen Körpern aus dem System geworfen. Alternativ könnten sie sich unabhängig in interstellaren Wolken gebildet haben, ähnlich wie Sterne und Braune Zwerge.[76] Rogue-Planeten sind schwer zu erkennen, aber es wird angenommen, dass es möglicherweise Milliarden von ihnen in unserer Galaxie gibt.[77]

Sub-Brown Dwarfs
Größenvergleich zwischen unserer Sonne, dem Sub-Brown Dwarf Cha 110913-773444 und dem Riesenplaneten Jupiter.

Sub-Brown Dwarfs sind zu massereich, um als Planeten betrachtet zu werden, haben aber nicht genug Masse, um die Fusion von Deuterium zu unterstützen, die typisch für braune Zwerge ist. Sie bilden eine Art Zwischenstufe zwischen Planeten und Sternen und ähneln in vielerlei Hinsicht Braunen Zwergen und Riesenplaneten, unterscheiden sich jedoch in Bezug auf ihre Bildungsprozesse und manchmal in ihrer Zusammensetzung. Es wird angenommen, dass sich Sub-Brown Dwarfs auf die gleiche Weise bilden wie Sterne, durch den Kollaps einer Gas- und Staubwolke, und nicht durch Akkretion in einer protoplanetaren Scheibe, wie es bei den meisten Planeten der Fall ist.

Sub-Brown Dwarfs können frei im Raum schweben oder sich in Umlaufbahnen um Sterne oder andere Sub-Brown Dwarfs bewegen. Sie können eine Atmosphäre, Magnetfelder und möglicherweise sogar Wolken und Stürme haben, ähnlich wie Gasriesenplaneten. Aufgrund ihrer geringen Masse und geringen Helligkeit sind sie jedoch schwer zu entdecken und zu studieren.

Die genaue Grenze zwischen Sub-Brown Dwarfs und anderen Arten von Objekten ist Gegenstand aktueller Forschung und Debatte. Einige Wissenschaftler argumentieren, dass die Fähigkeit zur Deuteriumfusion eine nützliche Grenze ist, andere schlagen vor, dass Unterschiede in der Bildung und Zusammensetzung berücksichtigt werden sollten.[73]

Entstehung und Eigenschaften von Planemos

Es wird angenommen, dass sich Planemos auf verschiedene Arten bilden können. Einige, insbesondere Exoplaneten, könnten sich in einer protoplanetaren Scheibe aus Gas und Staub gebildet haben, die einen jungen Stern umgibt. Andere könnten sich ähnlich wie Sterne gebildet haben, durch den gravitativen Zusammenbruch einer Wolke aus Gas und Staub. Nach dieser Theorie könnten einige freifliegende Planemos tatsächlich „gescheiterte Sterne“ sein, die nicht genug Masse hatten, um die Fusion von Wasserstoff zu beginnen.[78] Erdähnliche Exoplaneten könnten feste Oberflächen und möglicherweise sogar Ozeane und Leben haben. Rogue-Planeten, die von ihrem Heimstern abgeschnitten sind, könnten dunkel und eiskalt sein, aber einige könnten auch durch geothermische oder Gezeitenheizung eine gewisse innere Wärme behalten.[79]

Obwohl bereits viel über Planemos gelernt wurde, bleiben noch viele Fragen offen. Wie viele freifliegende Planeten gibt es in unserer Galaxie? Wie ähnlich oder unterschiedlich sind vagabundierende Planeten im Vergleich zu Planeten, die Sterne umkreisen? Wie genau bilden sie sich, und wie oft werden sie aus ihren Heimsystemen geworfen? Mit fortlaufender Forschung werden wir hoffentlich immer mehr über diese faszinierenden Objekte lernen.

Es gibt eine Vielzahl von Methoden, um Objekte planetarer Masse zu entdecken und zu studieren, einschließlich direkter Bildgebung, Transitbeobachtungen, Radialgeschwindigkeitsmessungen und Gravitationslinseneffekte.[80] Mit fortschrittlicheren Teleskopen und Beobachtungstechniken wird erwartet, dass in den kommenden Jahren noch mehr Planemos entdeckt und studiert werden können. Trotz der Herausforderungen, die mit der Beobachtung dieser oft dunklen und weit entfernten Objekte verbunden sind, stellt die Erforschung von Planemos eine aufregende neue Grenze in unserem Verständnis des Universums dar. Von den nahegelegenen Exoplaneten bis zu den entfernten freifliegenden Planeten bieten diese Objekte eine Vielzahl von Umgebungen, die neue und unerwartete Phänomene aufdecken könnten. Durch die weitere Untersuchung von Planemos und ähnlichen Körpern können wir unser Verständnis der Prozesse, die zur Bildung und Entwicklung von Planetensystemen führen, weiter verfeinern.

Einzelnachweise

  1. Brush, S. G. (1990). Nebular Hypothesis and the Evolution of the Solar System. In Origin and Evolution of the Elements. Cambridge University Press.
  2. Mayor, M., & Queloz, D. (1995). A Jupiter-mass companion to a solar-type star. Nature, 378(6555), 355-359.
  3. Seager, S. (2010). Exoplanet habitability. Science, 328(5978), 575-579.
  4. Shu, F. H., Adams, F. C., & Lizano, S. (1987). Star formation in molecular clouds - Observation and theory. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25, 23-81.
  5. 5,0 5,1 5,2 Armitage, P. J. (2010). Astrophysics of Planet Formation. Cambridge University Press.
  6. Draine, B. T. (2003). Interstellar dust grains. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 41, 241-289.
  7. Mathis, J. S. (1990). Interstellar dust and extinction. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 28, 37-70.
  8. Li, A., & Greenberg, J. M. (1997). A unified model of interstellar dust. Astronomy and Astrophysics, 323, 566-584.
  9. Greenberg, J. M., & Li, A. (1999). What are the true astronomical silicates?. The Astrophysical Journal, 511(2), 985-995.
  10. Whittet, D. C. (2010). Dust in the Galactic Environment. CRC Press.
  11. Williams, D. A., & Herbst, E. (2002). The chemistry of interstellar dust. In Astrophysical Chemistry (pp. 1-29). Springer, Dordrecht.
  12. Mathis, J. S., Rumpl, W., & Nordsieck, K. H. (1977). The size distribution of interstellar grains. The Astrophysical Journal, 217, 425-433.
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