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Nachgefragt

Wie war das gleich noch mal….
mit der kugelähnlichen Form der Planeten und Sterne?

 

Große Himmelskörper, wie Sterne (einschließlich unserer Sonne) und Planeten, besitzen eine kugelähnliche Form. Diese entsteht durch das Zusammenwirken von zwei Kräften.

Entscheidend ist eine ausreichend große Masse der Himmelskörper. Dadurch besitzen sie eine enorme Gravitationskraft (Schwerkraft). Diese Kraft zieht äußere Punkte der Oberfläche nach innen in Richtung Mittelpunkt des Himmelskörpers.

Gleichzeitig wirkt ein Gegendruck, der nach innen gerichtete Oberfl√§chenteile heraus dr√ľckt. Bei Planeten entsteht der durch die verdichtete Materie, egal ob fest, fl√ľssig oder gasf√∂rmig. In Sternen wird der Gegendruck durch den Strahlungsdruck der Kernfusion und den Druck  der verdichteten Gase, aus denen sich ein Stern zusammensetzt, hervorgerufen.

Die entgegengesetzt wirkenden Kräfte sind ausgeglichen und beseitigen im Wesentlichen die Unregelmäßigkeiten der Oberfläche. Es entsteht ein hydrostatisches Gleichgewicht. Die großen Himmelskörper haben eine kugelförmige Gestalt.

In unserem Sonnensystem befinden sich nur knapp drei Dutzend K√∂rpern im hydrostatischen Gleichgewicht (Sonne, Planeten, einige Monde und Zwergplaneten). Der gro√üen Mehrheit der K√∂rper im Sonnensystem (meisten Monde, Asteroiden, Kometen)  fehlt die Masse, um das hydrostatische Gleichgewicht zu erreichen. Sie sehen kartoffel√§hnlich aus.

mit der Entstehung unseres Sonnensystems?

In der Urwolke


Vor etwa 4,6 Milliarden Jahren bewegte sich an Stelle des Sonnensystems eine ausgedehnte Molek√ľlwolke (Durchmesser zirka 100 AE) langsam um die eigene Achse. Die Wolke bestand zu zirka 98 % aus den Gasen Wasserstoff und Helium. Etwa 2% bildeten mikrometergro√üe Staubteilchen, die sich aus schwereren Elementen und Verbindungen, wie Wasser, Kohlenmonoxid, Kohlendioxid, anderen Kohlenstoffverbindungen, Ammoniak und Siliziumverbindungen zusammensetzten. Der Wasserstoff und der √ľberwiegende Teil des Heliums waren bereits beim Urknall vor 13.6 Milliarden Jahren entstanden. Die schwereren Elemente und Verbindungen wurden im Innern von Sternen der 1. und 2. Generation erzeugt und bei deren Untergang (Supernova oder Aufbl√§hung als Roter Riese) in Form von Sternenstaub freigesetzt. Eine solche Molek√ľlwolke nennen Astronomen solaren Urnebel.

Teile dieser Materiewolke kollabierten, zogen sich infolge der eigenen Schwerkraft zusammen und verdichteten sich. Den Anstoß hierzu könnte z. B. die Explosion einer relativ nahen Supernova gegeben haben, deren Druckwellen durch die Wolke wanderten. Aber auch andere Ursachen sind möglich.

Da bei der Kontraktion der Nebelwolke der vorhandene Drehimpuls erhalten blieb, erh√∂hte sich die Rotationsgeschwindigkeit des kollabierenden Sonnennebels, √§hnlich wie eine Eiskunstl√§uferin durch Anlegen der Arme als Pirouetteneffekt eine schnellere Rotation erreicht. Die dabei entstehenden, nach au√üen wirkenden Zentrifugalkr√§fte (Fliehkr√§fte) f√ľhrten dazu, dass sich die Wolke zu einer rotierenden Scheibe verformte. Fast die gesamte Materie des Sonnennebels st√ľrzte in das Zentrum und bildete einen Protostern, der weiter kollabierte. Im Innern dieses Gask√∂rpers stiegen Druck und Temperatur soweit an (√ľber 10 Mio K), bis der Kernfusionsprozess gez√ľndet wurde, bei dem Wasserstoffkerne zu Heliumkernen verschmolzen. Die dabei freigesetzte Energie erzeugte einen enormen Strahlungsdruck, der der Gravitation entgegenwirkte. Gravitation und Strahlungsdruck erreichten schlie√ülich ein Gleichgewicht. Ein stabiler Stern ‚Äď die Sonne ‚Äď war entstanden. In der Sonne konzentrierte sich die Hauptmasse des Sonnensystems. Die weiterhin vorhandene und rotierende Nebelscheibe (Restmaterie des Urnebels) nennt man zirkumstellare (um einen Stern befindlich) Scheibe. Ihre Temperatur nahm zum Randbereich deutlich ab.

2. Entstehung der Planeten

In dieser zirkumstellaren Scheibe f√ľhrte die Verklumpung von Staubteilchen und Eisteilchen (gefrorene Gase) zur Bildung von Planetensimalen, den Bausteinen der Planeten. Die Gebilde besa√üen genug Masse, um sich durch ihre Gravitation mit anderen Planetensimalen zu gr√∂√üeren Objekten zu vereinigen. Dabei verlief das Wachstum nicht gleichm√§√üig. Die massereichsten Objekte √ľbten die gr√∂√üten Gravitationskr√§fte aus, zogen Materie aus einem weiten Umkreis an und konnten so noch schneller wachsen. Aus ihnen wurden die Protoplaneten. Ihre Anzahl ist unbekannt, lag aber deutlich √ľber der heutigen Zahl der Planeten.

Einen ma√ügeblichen Einfluss auf die Prozesse der Planetenentstehung hatte der Abstand der Protoplaneten zur jungen Sonne. In Sonnenn√§he verblieben vor allem schwere Elemente und Verbindungen, w√§hrend leichtfl√ľchtige Gase durch den Strahlungsdruck weggerissen und die Au√üenbereiche der Scheibe transportiert wurden. So entstanden die inneren Planeten, Merkur, Venus, Erde und Mars mit festen Gesteinsoberfl√§chen vor allem aus ehemaligem Sternenstaub. In den k√§lteren Au√üenregionen konnten die entstehenden Planeten auch die leichtfl√ľchtigen Gase, wie Wasserstoff, Helium und Methan festhalten. Hier bildeten sich um Gesteinskerne die Gasriesen Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun.

Der Teil der Materie, der nicht von den Planeten/ Zwergplaneten eingefangen wurde, verband sich zu kleineren Objekten - den Kometen und Asteroiden. Diese sammelten sich im Asteroideng√ľrtel, dem Kuiper- G√ľrtel und der Oort‚Äô schen Wolke.  Da diese Himmelsk√∂rper seit der Fr√ľhzeit des Sonnensystems nahezu unver√§ndert blieben, liefert deren Erforschung wichtige Erkenntnisse zur Entstehungsgeschichte des Systems.

Jupiter bildete sich als erster Planet im entstehenden Sonnensystem. Innerhalb von nur einer Millionen Jahre sammelte er 20 Erdmassen f√ľr seinen festen Kern. Nachdem Jupiters Kern aus Gestein entstanden war, wuchs der Protoplanet durch das Ansammeln von Gas weiter an, bis er seine heutige Gr√∂√üe von 384 Erdmassen erreicht hatte. Jupiters rasantes Wachstum hat verhindert das gro√üe Mengen von Material im inneren Sonnensystem verblieben. So konnten sich keine massereichen Gesteinsplaneten bilden, wie sie mittlerweile aus exosolaren Planetensystemen bekannt sind. Zudem dauerte der Entstehungsprozess der Gesteinsplaneten aufgrund von ‚ÄěMaterialmangel‚Äú wesentlich l√§nger als der von Jupiter. Der sehr massereiche Protojupiter entwickelte noch eine andere Wirkung. Er st√∂rte mit seinem Gravitationsfeld andere Protoplaneten und Kleink√∂rper (Asteroiden) und wirbelte sie durcheinander (‚ÄěPlaneten- Billard‚Äú). Dabei stie√üen Protoplaneten sowie Kleink√∂rper aneinander vereinigten oder zerst√∂rten sich. √úbrig blieben acht Planeten, die ihre Umlaufbahnen fast v√∂llig frei von anderen astronomischen K√∂rpern r√§umten.

Der gesamte Vorgang der Planetenbildung vollzog sich in astronomische kurzer Zeit von wenigen hundert Millionen Jahren. Am Ende der Entwicklung stand unser Sonnensystem, in dem alle Planeten sich in einer Ebene befinden, die gleich Drehrichtung um die Sonne haben, und sich alle links herum um die eigene Achse bewegen.

Planetensysteme bildeten oder bilden sich auch in anderen Teilen unseres Universums. Viele Sterne verf√ľgen aufgrund √§hnlicher Entstehungsbedingungen √ľber Planetensysteme. Die Planeten au√üerhalb unseres Sonnensystems nennt man Exoplaneten. Bis 2016 hat man 3.500 Exoplaneten sicher nachgewiesen.

Aufgaben:
  • Beginn Entstehung des Sonnensystems
  • solarer Urnebel (Sonnennebel), Bestandteile Nebel
  • Vorg√§nge Nebelwolke
  • zirkumstellare Scheibe
  • Protosonne
  • Planetensimale und Protoplaneten
  • Gesteinsplaneten/ Gasplaneten
  • Restmaterie
  • Rolle Jupiter
  • Beweise f√ľr Theorie der Sonnensystementstehung