Entstehung und Konsolidierung von Planeten

Entstehung und Konsolidierung von Planeten Akkretionsphase der Protoplanetenbildung Ab einem Durchmesser von ~ 10 km begannen die Agglomerate unter ...
Author: Gretel Braun
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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:

• • • • •

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