Wie unser Sonnensystem entstand

Die Erde ist ein Planet in unserem Sonnensystem, der seit etwa 4,6 Milliarden Jahren die Sonne umkreist ¹ The age of the Earth in the twentieth century
Dalrymple, G. B. (2001)
Geological Society of London Special Publications
DOI: 10.1144/GSL.SP.2001.190.01.14 . Ihre Entstehung erfolgte nahezu zeitgleich mit der Sonne selbst. Daher wurde die Erde nicht isoliert geboren, sondern als Produkt der Gesamtentwicklung des Sonnensystems. Die Entstehung der Sonne, die Bildung der protoplanetaren Scheibe und das allmähliche Auftreten der Planeten formten gemeinsam den ursprünglichen Zustand der Erde. In physikalischer Hinsicht sind die Entstehung des Sonnensystems und die Entstehung der Erde Manifestationen desselben evolutionären Prozesses, der sich auf unterschiedlichen Skalen entfaltet.

Dieser Artikel wird die Ursprünge zurückverfolgen, die die Geburt unseres Sonnensystems auslösten, vom Untergang einer früheren Generation von Sternen und ihren Supernova-Explosionen, und entlang des Prozesses der Materieaggregation und Strukturbildung die Gesamtbahn vom Nebelkollaps zur Planetenbildung beschreiben, wo die Entstehung der Erde natürlich sichtbar wird.

Nachvollziehbare Ursprünge: Die Generation der Riesensterne

Vor etwa 4,6 Milliarden Jahren existierte in einer unauffälligen Spiralarmregion unserer Galaxie eine Generation extrem massereicher Sterne. Einige dieser Sterne hatten Anfangsmassen von mindestens dem 8-fachen unserer heutigen Sonne ² The evolution and explosion of massive stars
Woosley, S. E., Heger, A., Weaver, T. A. (2002)
Reviews of Modern Physics
DOI: 10.1103/RevModPhys.74.1015 , entsprechend 2,6 Millionen Erdmassen. Aufgrund solch immenser Masse waren sie von Geburt an dazu bestimmt, einem Entwicklungspfad zu folgen, der sich drastisch von dem der Sonne unterscheidet. Während des größten Teils des Lebens eines Sterns befindet sich sein Inneres in einem annähernden Zustand des hydrostatischen Gleichgewichts ¹² Stellar Structure and Evolution
Kippenhahn, R., Weigert, A., Weiss, A. (2012)
Springer-Verlag
DOI: 10.1007/978-3-642-30304-3 , wie in Abbildung 1 dargestellt.

Die nach innen gerichtete Gravitationskraft steht im Gleichgewicht mit dem nach außen gerichteten Druckgradienten. Diese nach außen gerichtete Unterstützung kommt nicht direkt von der Kraft der Kernfusion, sondern vielmehr von der durch Fusion freigesetzten Energie, die hohe Innentemperaturen aufrechterhält und dadurch ausreichenden thermischen und Strahlungsdruck im Gas aufbaut, um einen nach außen gerichteten Druckgradienten zu bilden, der der Schwerkraft in jedem Radius entgegenwirkt.

Während der nukleare Brennstoff im Sterninneren sukzessive erschöpft wird, durchlaufen die Kernfusionsreaktionen nacheinander die Stadien der Wasserstoff-, Helium- und höheren Brennphasen, wobei progressiv Elemente wie Kohlenstoff, Sauerstoff und Silizium synthetisiert werden, und schließlich während der Siliziumbrennphase ein von Eisen-Peak-Elementen dominierter Kern entsteht, wie in Abbildung 2 dargestellt.

Dieser Prozess gehört zu den späten Stadien der stellaren Nukleosynthese. Da Eisenkerne durch Fusion keine Energie freisetzen können, endet die nach außen gerichtete Energiezufuhr. Zu diesem Zeitpunkt wird der Elektronenentartungsdruck zur letzten Barriere gegen die Schwerkraft. Wenn er die Kernmasse nicht mehr unterstützen kann, tritt unweigerlich ein Kernkollaps ein ² The evolution and explosion of massive stars
Woosley, S. E., Heger, A., Weaver, T. A. (2002)
Reviews of Modern Physics
DOI: 10.1103/RevModPhys.74.1015 .

Dieser Kollaps erfolgt in extrem kurzer Zeit. Anschließend breitet sich die freigesetzte enorme Energie als Stoßwelle nach außen aus und schleudert die äußeren Schichten des Sterns gewaltsam in den umgebenden interstellaren Raum. Dieses Ereignis ist eine Kern-Kollaps-Supernova-Explosion ⁴ How massive single stars end their life
Heger, A. et al. (2003)
The Astrophysical Journal, Volume 591, Issue 1, pp. 288-300.
DOI: 10.1086/375341 .

Supernova-Explosion: Beendigung und Auslöser

Eine Supernova-Explosion setzt in extrem kurzer Zeit enorme Energie frei und schleudert hochgeschwindigkeitsmaterie in den umgebenden Raum. Dieses ausgewo rfene stellare Material bildet zusammen mit seiner kinetischen Energie und Strahlung eine sich nach außen ausdehnende Stoßwelle ⁷ Sequential formation of subgroups in OB associations.
Elmegreen, B. G., Lada, C. J. (1977)
Astrophysical Journal
DOI: 10.1086/155302 . Diese Stoßwelle ist keine abstrakte “Energiefront”, sondern besteht aus echtem Plasma, Atomkernen und Staubteilchen – Material, das zuvor im Stern enthalten war.

In den frühen Stadien der Explosion breitet sich die Stoßwelle mit Geschwindigkeiten von Tausenden von Kilometern pro Sekunde aus, weit über die Schallgeschwindigkeit im interstellaren Medium hinaus, und manifestiert sich somit als starker Schock ¹⁴ Interstellar Shock Waves
Draine, B. T., McKee, C. F. (1993)
Annual Review of Astronomy and Astrophysics
DOI: 10.1146/annurev.aa.31.090193.002105 . Im Laufe der Zeit dehnt sich die Stoßwelle weiter nach außen aus und erreicht möglicherweise Dutzende von Lichtjahren oder mehr. Während dieses Prozesses interagiert die Stoßwelle kontinuierlich mit dem umgebenden dünnen interstellaren Medium, verlangsamt sich, verdickt sich und komprimiert das ungleichmäßig verteilte Gas und den Staub an ihrer Vorderseite.

Für andere interstellare Systeme in der Nähe wirkt diese Stoßwelle als externe Störung. Sie “erschafft” keine neue Materie, kann aber den physikalischen Zustand bestehender Systeme erheblich verändern: die lokale Dichte erhöht sich, Druck und Temperatur durchlaufen abrupte Änderungen, und Molekulwolken, die sich zuvor in stabilen oder metastabilen Zuständen befanden, können in Richtung der kritischen Bedingungen für gravitative Instabilität gedrängt werden.

In diesem Kontext werden Supernova-Explosionen als einer der wichtigen Auslösemechanismen für die Sternentstehung anerkannt. Sie markieren sowohl das Ende einer Sterngeneration als auch möglicherweise den Ausgangspunkt für die Geburt einer anderen Generation von Sternsystemen. Selbst im heutigen Universum können wir noch Supernova-Explosionen und ihre Überreste beobachten. Sich ausdehnende Supernova-Überreste sind in mehreren elektromagnetischen Wellenlängenbereichen deutlich sichtbar, zeichnen die Ergebnisse langfristiger Wechselwirkungen zwischen Stoßwellen und dem interstellaren Medium auf und liefern direkte Beweise für das Studium der Sternentwicklung und der interstellaren Umgebung.

Die Geburt der Sonne: Nebelkollaps

Supernova-Explosionen stammen von der Zerstörung massereicher Sterne. Während dieses Prozesses werden riesige Mengen an Materie und Energie in den umgebenden interstellaren Raum ausgeworfen und beeinflussen weiterhin die interstellare Umgebung innerhalb ihrer Ausbreitungsreichweite über Zeitskalen von Zehntausenden bis Hunderttausenden von Jahren.

Unter diesen betroffenen Regionen befand sich eine unauffällige interstellare Molekularwolke. Sie war der Vorläufer unseres Sonnensystems. In diesem Stadium hatte das System noch nicht die heutige Sonnensystemstruktur gebildet. Es bestand nur aus dünnem und ausgedehntem interstellarem Gas und Staub, hauptsächlich molekularem Wasserstoff, gemischt mit kleinen Mengen schwerer Elemente und Staubteilchen. Die Gesamttemperatur der Molekularwolke war extrem niedrig, typischerweise nur einige Dutzend Kelvin, und die Bewegung ihres internen Materials war sehr langsam.

Obwohl die Gesamtmasse der Molekularwolke enorm sein konnte, durchlief ihr Inneres nicht sofort einen Gesamtkollaps. Dies lag daran, dass in ihrem damaligen Zustand die nach innen gerichtete Schwerkraft und die nach außen gerichtete thermische Bewegung, Turbulenz und Magnetfeldeffekte insgesamt ein ungefähres Gleichgewicht aufrechterhielten. In der zentralen Region der Wolke war die lokale Dichte unzureichend, um eine anhaltende gravitative Akkretion auszulösen, wodurch das System über lange Zeiträume in einem relativ stabilen Zustand gehalten wurde.

Dieses Gleichgewicht war jedoch nicht unzerbrechlich. Als die Stoßwelle einer nahen Supernova-Explosion diesen Ort erreichte, begann die Molekularwolke, anhaltende externe Störungen zu erfahren. Die Stoßwelle komprimierte die bereits dichteren Regionen der Wolke, änderte die Bewegungsrichtung und Verteilungsstruktur des Gases und veranlasste etwas Material, allmählich zur zentralen Region der Wolke zu konvergieren. Während die Masse der zentralen Region kontinuierlich zunahm, begann die lokale Schwerkraft zu dominieren. Sobald Masse und Dichte dieser Region die kritischen Bedingungen für gravitative Instabilität überschritten, trat der Kern der Molekularwolke in einen irreversiblen Kollapsprozess ein ¹⁵ The collapse of molecular cloud cores and the formation of stars
Larson, R. B. (2003)
Reports on Progress in Physics
DOI: 10.1088/0034-4885/66/10/R03 . Während des Kollapses nahmen Dichte und Temperatur der zentralen Region schnell zu, und ein neues dichtes Objekt bildete sich allmählich. Dies war ein Protostern – der Ausgangspunkt für die Geburt der Sonne.

Protoplanetare Scheibe: Wiege der Planeten

Der Kollaps richtete nicht alle Materie direkt in den Stern. In der Nähe des Zentrums veranlasst die Schwerkraft als primärer Einfluss die Materie, zum Zentrum zu konvergieren. In größeren Entfernungen vom Zentrum schwächt sich die Schwerkraft ab und die externen Kräfte auf die Materie nähern sich einem Gleichgewicht an, wodurch sie daran gehindert wird, zum Zentrum gezogen zu werden. Allerdings kann der vom ursprünglichen Molekularwolke getragene Drehimpuls nicht einfach verschwinden ¹⁶ Angular momentum transport in protostellar disks
Salmeron, Raquel ; Königl, Arieh ; Wardle, Mark (2007)
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
DOI: 10.1111/j.1365-2966.2006.11277.x . Daher umkreist Gas und Staub, das nicht direkt in den Protostern akkretiert wurde, diesen unter dem Einfluss der Schwerkraft, und breitet sich allmählich in der Nähe seiner Äquatorialebene aus, wodurch eine flache und ausgedehnte Struktur entsteht. Diese Struktur ist die protoplanetare Scheibe ⁸ Protoplanetary disks and their evolution
Williams, J. P., Cieza, L. A. (2011)
Annual Review of Astronomy and Astrophysics
DOI: 10.1146/annurev-astro-081710-102548 .

In der protoplanetaren Scheibe bewegen sich Gas und Staub langsam entlang ungefähr kreisförmiger Bahnen. Temperatur, Dichte und Materialzusammensetzung variieren deutlich über verschiedene Scheibenbereiche hinweg und bieten Bedingungen für die anschließende Materialaggregation und -differenzierung. Auf dieser Skala entfaltet sich der Prozess der Planetenbildung. Über die nächsten mehreren Millionen Jahre werden Staub und Gas in der Scheibe kontinuierliche Kollisionen, Aggregationen und Reorganisationen durchlaufen und allmählich die verschiedenen Himmelskörper in unserem Sonnensystem hervorbringen.

Zusammensetzung des Sonnensystems: Struktur und Zonen

Das Sonnensystem wurde aus einem alten interstellaren Nebel geboren. Es nährte einst Sterne und wurde auch bei Explosionen zerrissen; im langen kosmischen Zyklus erlebte es mehrere Episoden von Aggregation, Desintegration und Regeneration. Vor der Geburt des Sonnensystems, vor etwa 4,6 Milliarden Jahren oder sogar früher, existierte dieser Nebel bereits. Es war sehr wahrscheinlich das Erbe einer noch früheren Generation von Supernova-Explosionen, dessen innere Materie nicht direkt vom primordialen Universum erzeugt wurde, sondern vielmehr das Ergebnis mehrerer Generationen stellarer Evolution und Umgestaltung war.

Dieser Punkt kann direkt aus der Zusammensetzung des Sonnensystems bestätigt werden ¹⁷ Solar System Abundances of the Elements
H. Palme, K. Lodders, A. Jones (2013)
Planets, Asteriods, Comets and The Solar System
DOI: 10.1016/B978-0-08-095975-7.00118-2 . Das Material des Sonnensystems enthält weithin schwere Elemente wie Eisen, Silizium, Kohlenstoff und Sauerstoff sowie Spuren von Wassermolekülen und hydratisierten Mineralien. Diese Elemente konnten nicht direkt im frühen Universum entstehen; sie konnten nur durch stellare Nukleosynthese produziert und beim Ende des Sternenlebens in den interstellaren Raum ausgeworfen werden. Daher trägt das Sonnensystem selbst das chemische Gedächtnis, das von mehreren früheren Generationen stellarer Evolution hinterlassen wurde.

Dieses Material ist jedoch nicht gleichmäßig im Sonnensystem verteilt. Während des protoplanetaren Scheibenstadiums, mit erheblichen radialen Variationen in Temperatur, Druck und Strahlungsumgebung, konnten verschiedene Arten von Material in verschiedenen Entfernungen zurückgehalten oder verflüchtigt werden. In Regionen nahe der Sonne erschwerten hohe Temperaturen die langfristige Persistenz flüchtiger Materialien, sodass nur hitzeresistente Gesteins- und Metallkomponenten kondensieren konnten; während in entfernteren Regionen die kalte Umgebung es Eis, Wasser und leichten Elementverbindungen ermöglichte, reichlich zurückgehalten zu werden.

Während dieses Prozesses zeigte das Sonnensystem allmählich klare Strukturzonen: Mit der inneren Hochtemperatur-, dichten Region an einem Ende und der äußeren kalten, flüchtigkeitsreichen Region am anderen. Diese Zonierung war kein nachträglich gebildetes Ergebnis, sondern eine unvermeidliche Struktur, die gemeinsam durch physikalische Bedingungen und Materialeigenschaften bei der Geburt des Sonnensystems bestimmt wurde.

Planetenbildung: Von Staub zu Welten

Nachdem sich die protoplanetare Scheibe gebildet hatte, blieb das frühe Sonnensystem in einem hochdynamischen Zustand. Zu diesem Zeitpunkt existierten noch keine echten Planeten, nur reichlich Gas und fester Staub, der den neugeborenen Stern umkreiste.

Dieses Material war nicht statisch. Innerhalb der protoplanetaren Scheibe verursachten Gasströmungen, Turbulenz und Bahnscherung kontinuierliche Kollisionen des Staubs. Auf mikroskopischen Skalen ermöglichten elektrostatische Kräfte und Oberflächenadhäsion, dass einige Kollisionen erhalten blieben, wobei feste Partikel allmählich aggregierten, um größere Strukturen zu bilden ⁹ The growth mechanisms of macroscopic bodies in protoplanetary disks
Blum, J., Wurm, G. (2008)
Annual Review of Astronomy and Astrophysics
DOI: 10.1146/annurev.astro.46.060407.145152 . Ursprünglich waren diese Festkörper lediglich mikrometerweite Staubteilchen. Im Laufe der Zeit aggregierten sie progressiv zu zentimeter-, dann meterweiten Klumpen. Als die Größen ausreichend wuchsen, damit die Schwerkraft eine Rolle zu spielen begann, entwickelten sich diese Klumpen zu größeren Körpern – Planetesimalen ¹⁰ The multifaceted planetesimal formation process
Johansen, A. et al. (2014)
Protostars and Planets VI. University of Arizona Press
DOI: 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch024 .

Planetesimale erreichten typischerweise Größen von mehreren Kilometern oder mehr. In diesem Stadium wurde die Schwerkraft zum dominierenden Mechanismus, der es Planetesimalen ermöglichte, kontinuierlich umgebendes festes Material zu akkretieren und durch häufige Kollisionen und Verschmelzungen zu wachsen.

Während der Akkretionsprozess fortschritt, entwickelten sich einige Planetesimale allmählich zu massereicheren Protoplaneten ¹¹ Formation of protoplanets from planetesimals
Kokubo, E., Ida, S. (2000)
Bioastronomy 99 . Dieser Prozess war nicht kontinuierlich und glatt, sondern vielmehr von gewalttätigen Kollisionen, Fragmentierung und Reorganisation begleitet. In der Zwischenzeit wurden Gas und Staub in der protoplanetaren Scheibe allmählich verbraucht, beseitigt oder verstreut, und das Sonnensystem wechselte von seinem ursprünglichen chaotischen Zustand in eine Struktur, die von wenigen massiven Körpern dominiert wurde.

Unter diesen Protoplaneten befand sich ein Körper, der über die folgenden Dutzende von Millionen Jahren unzählige Kollisionen und Evolution erlebte. 4,6 Milliarden Jahre später, heute, wurde er zu der Welt, die wir kennen – der Erde.