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Archive for November 2008

Leben auf dem Mars?

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Der Mars, ein kurzer Steckbrief

Der Mars, der von der Sonne aus gesehen vierte Planet in unserem Sonnensystem ist der äussere Nachbarplanet unserer Erde und zählt zur Klasse der Gesteinsplaneten. Auffällig ist seine rote bis ockergelbe Farbe, die durch den auf der Oberfläche reichlich vorhandenen Eisenoxid-Staub verursacht wird. Der Mars ist also ein „rostiger“ Planet.

Mars besitzt zwei kleine, wie Kartoffeln geformte Monde, Phobos und Deimos (griech. Furcht und Schrecken), bei denen es sich höchstwahrscheinlich um eingefangene Asteroiden handelt.

Der Mars umläuft die Sonne in 687 Tagen, auf einer elliptischen Bahn, wobei der Abstand im Perihel (sonnennächster Punkt der Bahn) 1,52 AE (Astronomische Einheiten) und im Aphel (sonnenfernster Punkt der Bahn) 1,67 AE beträgt. Die Astronomische Einheit leitet sich vom mittleren Abstand zwischen Erde und Sonne ab, etwa 150 Millionen Kilometer, der definitionsgemäss 1 AE entspricht. Der Mars besitzt mit einem Durchmesser von 6.794 km etwa den halben Durchmesser der Erde, ein Viertel ihrer Oberfläche und ein Zehntel ihrer Masse. Seine Schwerkraft ist deshalb nur etwas mehr als ein Drittel (38%) so groß wie auf der Erde Der Mars dreht sich in rund 24 Stunden und 37 Minuten einmal um die eigene Achse (Eigenrotation), womit seine Tageslänge beinahe derjenigen der Erde gleicht, die bei 23 Stunden 56 Minuten liegt. Bei Mars und Erde ist die Rotationsachse gegen die Senkrechte auf der Bahnebene geneigt (um 25,2° zu 23,44°). Daher gibt es auf beiden Planeten ausgeprägte Jahreszeiten. Auf dem Mars haben sie jedoch fast die doppelte Dauer, denn ein Marsjahr ist mit 687 Tagen auch fast doppelt so lang ein Erdenjahr mit seinen 365 Tagen.

Der Mars besitzt ein Magnetfeld, das aber nur höchstens 1/30 der Stärke des irdischen Magnetfeldes erreicht. Die Schutzwirkung gegen die tödliche Teilchenstrahlung aus dem Weltall ist deshalb nur gering.

Auch eine dünne Atmosphäre ist vorhanden, die zu 95 % aus Kohlendioxid besteht. Daneben kommen noch 2,7 % Stickstoff, 1,6 % Argon, geringe Anteile an Sauerstoff und Kohlenmonoxid sowie Spuren von Wasserdampf und anderen Gasen vor. Die dünne Marsatmosphäre kann nur wenig Sonnenwärme speichern, daher sind die Temperaturunterschiede zwischen tag und Nacht auf der Oberfläche sehr krass. Die Temperaturen erreichen beispielsweise in Äquatornähe etwa 20 bis 30 °C am Tag und sinken  auf bis zu –85 °C in der Nacht. Der Bodenluftdruck des Mars liegt nur zwischen 6 und 12 mb (Millibar). Im Vergleich zu den durchschnittlich 1013 mb auf der Erde sind dies äusserst wenig (entsprechend dem Luftdruck auf der Erde in 35 Kilometern Höhe).

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Mars mit Eiswolken an den Polkappen (links), globaler Staubsturm auf dem Mars (rechts) Quelle: Hubble, NASA

Der Mars hat vereiste Polkappen aus Kohlendioxid- und Wassereis, die im Sommer teilweise verdunsten. Aus dem Wasserdampf können sich besonders in der Nacht ausgedehnte Eiswolken (Cirruswolken) bilden, die der nächtlichen Auskühlung der Marsoberfläche teilweise entgegen wirken.

Trotz seiner dünnen Atmosphäre gibt es richtiges Wetter auf dem Mars, das wie auf der Erde durch das Temperaturgefälle zwischen Äquator und Polen angetrieben wird. Zwischen der Äquatorregion und den  mittleren Breiten entwickelt sich eine ausgeprägte Hadley-Zirkulation, die im Prinzip so funktioniert wie die Luftumwälzung in einem Zimmer mit Heizofen. Im Winter, wenn das Temperaturgefälle an der Grenze zwischen der relativ warmen Luft aus den mittleren Breiten und der eiskalten Polarluft besonders ausgeprägt ist (und wegen der grösseren vertikalen Ausdehnung der wärmeren Luft auch das Luftdruckgefälle in der Höhe), bilden sich nahe der Polarregionen Jetstreams, die wegen der Eigenrotation des Planeten von Westen nach Osten laufen. Erreichen diese eine kritische Strömungsgeschwindigkeit, so beginnen sie zu mäandern. Aus kleinen Turbulenzen innerhalb der Jetstreams entwickeln sich dynamische Hoch- und Tiefdruckgebiete, die Warm- und Kaltluft miteinander verwirbeln. Im Bereich der Tiefdruckgebiete wird die Luft gehoben und kühlt dabei ab. Die Luftfeuchtigkeit auf dem Mars ist immerhin gross genug, dass sich dabei auch relativ viele Wolken bilden und vereinzelt sogar Schnee fällt.

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Dynamische Tiefdruckgebiete auf der Nordhalbkugel des Mars. Quelle: Hubble, NASA

Während des Marsfrühjahrs können durch die zunehmende Erwärmung des Bodens in den ausgedehnten flachen Ebenen heftige Staubstürme entstehen, die mitunter große Teile der Marsoberfläche verhüllen. Aber auch wenn es keine grösseren Staubstürme gibt, entstehen immer wieder kleine Staubwirbel (Staubteufel), die über die Marsebenen ziehen und auf dem Boden dunkle Spuren hinterlassen.

Methan

Vor einiger Zeit konnten zur allgemeinen Überraschung sowohl mittels erdgestützter Teleskope, als auch durch den europäischen Marssatelliten „Mars Express“ Spuren von Methan in der Marsatmosphäre nachgewiesen werden. Methan ist sehr instabiles Gas, das nach neuesten Erkenntnissen unter Marsbedingungen schon innerhalb eines oder weniger Marsjahre abgebaut wird (http://www.dailygalaxy.com/my_weblog/2008/11/mars-science-la.html). Es muss also natürliche Quellen geben, welche die ständigen Verluste ausgleichen. Das können nur aktive Vulkane oder methanproduzierende Mikroorganismen leisten. Gäbe es aktive Vulkane, dann müssten deutlich messbare Mengen an Schwefeldioxid in der Marsatmosphäre zu finden sein. Dem ist aber (bisher) nicht so. Das Methan ist interessanterweise nicht gleichmäßig in der Marsatmosphäre verteilt, sondern weist ein charakteristisches Muster erhöhter Konzentrationen auf: Dort wo es viel Methan gibt, enthält die Luft auch  relativ viel Wasserdampf, der von Wassereis stammt (http://www.esa.int/esaCP/SEMAK21XDYD_index_0.html)! Könnte das ein Hinweis auf methanproduzierende Bakterien sein, die unter dem Eis recht annehmbare Lebensbedingungen vorfinden?

Dark Dune Spots, Leben am Marssüdpol?

Im Jahre 2001 erschien in der Zeitschrift „Lunar and Planetary Science“ ein Beitrag mehrerer ungarischer ESA-Wissenschaftler aus Budapest zu interessanten Erscheinungen (überwiegend)in der Südpolarregion des roten Planeten: Auf den Aufnahmen des „Mars Global Surveyor“ (MGS) erschienen und verschwanden in den Dünenfeldern des Südens dunkle Flecken, die sogenannten „Dark Dune Spots“(DDS) in Abhängigkeit von den Jahreszeiten. Die Flecken tauchten zu Frühlingsbeginn auf, wurden dann kräftiger (Maximum im späten Frühling) und verblassten dann mit dem beginnenden Sommer. Auch nachfolgende Raumsonden wie jüngst der Mars-Reconaissance-Orbiter (MRO) bestätigten das Phänomen.

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Dark Dune Spots inder Südpolregion des Mars Quelle: http://www.colbud.hu/esa/

Die konventionelle Erklärung: Die Flecken entstehen durch abwechselndes Gefrieren und Auftauen der Dünen. Im Winter gefrieren sie und tauen wieder auf im Frühling, aber wegen des geringen Luftdrucks gehen das beteiligte Wasser (H2O) und Kohlendioxid (CO2) direkt vom gasförmigen in den festen bzw. vom festen in den gasförmigen Zustand über (Sublimation). Diese Vorgänge werden durch die Oberflächenstruktur und die inneren physikalischen Eigenschaften der Dünen entscheidend bestimmt, wodurch sich Lage und Anordnung der DDS ergeben sollen.

Nach der Analyse von über 100 Detailaufnahmen, die jeweils ein 1-3 km breites und 20-80 km langes Gebiet zeigen, wobei die zumeist kreisförmigen DDS Abmessungen zwischen einigen dutzend und einigen hundert Metern haben, kommen die Wissenschaftler der ESA jedoch zu ganz neuen, überraschenden Ergebnissen:

Der Aufenthaltsort, die Form und die Anordnung der DDS ist unabhängig von der genauen Oberflächenstruktur der Dünen. Die DDS folgen nicht dem Höhenprofil der Landschaft, sondern scheinen radial nach außen zu „wachsen“. Während des Frühlings beginnen die einzelnen, ursprünglich kreisförmigen DDS hangabwärts zu fliessen, so dass ein sehr charakteristisches Muster paralleler Fließrinnen entsteht. Die DDS verlaufen wie Tinte auf einem senkrecht gehaltenen Blatt Löschpapier. Das deutet nun aber nicht auf Sublimationsvorgänge, sondern auf flüssiges Wasser hin.

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Dark Dune Spots Quelle: Mars Reconaissance Orbiter (MRO), NASA

Die DDS entstehen vorwiegend nicht  oben auf den Dünenspitzen, sondern weiter unten, und sie entstehen auch nicht an den der Sonne besonders ausgesetzten Bereichen, wie es eigentlich zu erwarten wäre, wenn die konventionelle Erklärung stimmen würde. Ausserdem tauchen die DDS in den meisten Fällen in aufeinander folgenden Jahren immer wieder an denselben Stellen auf. Hieraus ergibt sich, das komplizierte Sublimationsvorgänge als Erklärung für das Erscheinen und die weitere Entwicklung der DDS nicht überzeugen.

Eine alternative Erklärung wäre die mögliche Existenz einfacher photoautotropher (d.h. nur lichtabhängiger)Organismen, sogenannter Mars Surface Organism (MSO) in den DDS. Wenn es auf dem Mars Leben gibt, so muss es an die jeweiligen örtlichen Gegebenheiten angepasst sein. Die MSO durchlaufen nach Ansicht der ungarischen ESA-Wissenschaftler den folgenden Lebenszyklus:

Im Winter ist der Boden unter den DDS tief gefroren. Die DDS sind mit Eis, Schnee und einer darüberliegenden Trockeneisschicht (CO2-Eis) bedeckt. Die Organismen (MSO) befinden sich in einer Schicht zwischen dem Boden und der Eis- und Schneedecke und liegen (als Sporen?) in einer Art “ Winterschlaf“.

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Lebenszyklus der Mars Surface Organism (MSO). Quelle: http://www.colbud.hu/esa/

Da Eis lichtdurchlässig ist, absorbieren die MSO das erste einfallende Sonnenlicht des beginnenden Frühlings, nehmen ihren lichtabhängigen Stoffwechsel wieder auf, erwärmen sich dabei und schmelzen so das umgebende Eis, wodurch die Sublimation der oberen Trockeneisschicht beschleunigt wird. Die MSO schwimmen nun in einem wässrigen Medium und kommen so auch an die aus dem darunter liegenden Boden herausgelösten Mineralstoffe heran. Die oben aufliegende Eis- und Schneedecke schützt sie vor Kälte, Austrocknung und den gefährlichen UV-Strahlen. Die MSO wachsen und vermehren sich. Immer mehr Eis schmilzt, und es kommt zum Auslaufen der DDS. Wenn die schützende Eis schicht im Frühsommer abgeschmolzen ist verdampft das vorher flüssige Wasser schlagartig und die MSO werden gefriergetrocknet, wobei die DDS verblassen. Sie müssen sich vorher rechtzeitig in eine dauerhafte und widerstandsfähige Form (Sporen o.ä.) verwandelt haben. Die DDS werden in der südpolaren Region bis hinauf zu -60° SÜD angetroffen. In genau diesem Bereich fand die „Mars Odyssey“ (MO) besonders grosse Mengen an H2O durch Neutronenspektroskopie.

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Wasser am Südpol des Mars und Dark Dune Spots. Quelle: http://www.colbud.hu/esa/ 

Gemessen wurde ein deutliches Defizit an schnellen Neutronen, was auf eine große Menge an Wasser hinweist, das die schnellen Neutronen durch zahlreiche Zusammenstösse abbremst. Bei den photoautotrophen MSO könnte es sich womöglich um algenartige Lebensformen handeln, ähnlich wie im Eis der Antarktis. Dies würde auch zu dem Befund passen, dass die Marsatmosphäre verglichen mit der Erde zwar nur sehr wenig Sauerstoff enthält, verglichen mit den anderen Planeten des Sonnensystems aber ausserordentlich viel (um den Faktor 30000 mehr!) !!

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Mars Odyssey Quelle: NASA

Anhang: Das Neutronenspektrometer (NS) der Mars Odyssey
Der Neutronendetektor (NS) bestimmt vom Mars kommende Neutronen in 3 Energiebereichen (Bändern): Thermische Neutronen, Epithermische Neutronen und schnelle Neutronen. Neutronen entstehen durch den Beschuss von Oberflächenmaterial mit kosmischer Strahlung. Wasser moderiert Neutronen, d.h. es nimmt ihnen durch Zusammenstösse die Energie. Aufgrund dieser Tatsache kann der Neutronendetektor größere Mengen an Wasser (ab einer Schichtdicke von 1 m) entdecken.
Das Instrument ist ein rechteckig und besteht aus 4 Prismen. Ein Prisma schaut zur Planetenoberfläche, eines in den Weltraum, eines zur Mars Odyssey und eines in Bewegungsrichtung der Raumsonde. Jedes Prisma besteht aus mit Bor versetztem Kunststoff und mit einer Photomultiplierröhre verbunden. Ein Neutron stößt mit den Wasserstoff und Kohlenstoffkernen des Kunststoffes zusammen und wird abgebremst. Schliesslich erreicht er eine Geschwindigkeit die ausreicht aus um von Bor-Atomkern eingefangen zu werden. Der Kern des Boratoms zerfällt daraufhin zu einen Lithiumkern. Dies verursacht wiederum einen Lichtblitz, der durch Photomultiplierröhren verstärkt und dann registriert wird. Während ein Prisma die Neutronen vom Mars detektiert, erfasst das zweite Prisma Neutronen aus dem kosmischen Hintergrund. Die beiden anderen Detektoren erfassen thermische Neutronen, welche sich in ihrer Bewegungsenergie entsprechend der Geschwindigkeit der Raumsonde unterscheiden.
Dadurch kann man sehr genau zwischen thermischen, von der Oberfläche kommenden oder schnellen Hintergrundneutonen unterscheiden, indem man einfach die Daten zweiter Prismen voneinander abzieht.

Jens Christian Heuer

Quellen: ESA Mars Astrobiology Group http://www.colbud.hu/esa/, ESA http://www.esa.int/esaCP/SEMAK21XDYD_index_0.html, Wikipedia

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Written by jenschristianheuer

21 November, 2008 at 13:40 pm

Veröffentlicht in Jens Christian Heuer, Wetterwelten

Exoplaneten erstmals sichtbar gemacht

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Zum ersten Mal ist es Astronomen zweifelsfrei gelungen, Planeten eines anderen Sterns (Exoplaneten)direkt zu fotografieren. Das Kunststück gelang gleich zweimal: am Keck-Observatorium auf dem Gipfel des Mauna Kea in Hawaii (in Zusammenarbeit mit dem Gemini North Observatorium in den chilenischen Anden) und mit dem Hubble-Weltraumteleskop.

Das große Problem bei Direktaufnahmen von Exoplaneten ist der enorme Helligkeitsunterschied zwischen dem extrem hellen Stern und den lediglich durch den Widerschein des Sternenlichts schwach leuchtenden Exoplaneten. Diese werden daher normalerweise vom grellen Sternenlicht vollkommen überstrahlt. Daher wurden alle Exoplaneten bisher auf indirektem Wege gefunden, davon die meisten mit der Doppler-Methode: In einem Planetensystem zieht nicht nur der Stern den ihn umlaufenden Planeten an, sondern auch der Planet übt bei seinem Umlauf umgekehrt eine Kraft aus. Diese Anziehungskraft zwingt den Stern auf eine kreisförmige oder elliptische Bahn um den gemeinsamen Schwerpunkt, welche wiederum im Kleinen die Umlaufbahn des Planeten widerspiegelt. Da der Stern viel schwerer ist als der Planet, liegt der gemeinsame Schwerpunkt immer innerhalb des Sterns. Die Schwierigkeit ist nun,  aus einer so großen Entfernung die außerordentlich geringe Bewegung des Sterns zu messen. Eine Möglichkeit ist die spektroskopische Untersuchung des Sternenlichtes unter Zuhilfenahme des Doppler-Effekts. Wenn sich der Stern auf seiner kleinen Bahn einmal in Richtung Erde und dann wieder von ihr weg bewegt, werden die von ihm ausgesandten Lichtwellen abwechselnd etwas zusammen oder auseinander gezogen. Dabei werden die Lichtwellen erst zum blauen (kurzwelligen) und dann zum roten (langwelligen) Ende des Spektrums hin verschoben. Aus dieser periodischen Dopplerverschiebung des Lichts können die Astronomen die Bahn des Sterns ermitteln und daraus mit den Newtonschen Gesetzen die Masse, Umlaufzeit, den Abstand des Planeten von seinem Stern und sogar die Form der Umlaufbahn (kreisförmig oder elliptisch) bestimmen. Die ermittelte Masse des Exoplaneten stimmt aber nur, wenn die Beobachtung des fremden Planetensystems genau von der Seite geschieht. Ist die Bahn des Explaneten jedoch gegen die Beobachtungsrichtung geneigt, so wird seine Masse unterschätzt, weil die Geschwindigkeit der Hin- und Herbewegung von der Erde aus betrachtet geringer erscheint als sie ist. Die gemessene Doppler-Verschiebung täuscht einen zu leichten Planeten vor. Der Neigungswinkel der Bahnebene des fremden Planetensystems lässt sich nur ermitteln, wenn außerdem noch eine Staubscheibe oder aber ein Vorübergang des Planeten vor dem Stern (Planetentransit) beobachtbar ist. Der Planetentransit führt zu einer winzigen Helligkeitsabnahme des Sterns und ist deshalb eine eigenständige Methode zur Entdeckung von Exoplaneten.

 

Eins

Die Aufnahmen des Keck-Observatoriums wurden aus diesem Grunde im infraroten Licht gemacht, denn da ist der Helligkeitsunterschied zwischen Stern und Planeten deutlich geringer, immerhin aber auch noch 1 Millionen zu 1! Mit geeigneten Rechenverfahren gelang es den kanadischen und amerikanischen Wissenschaftlern aber, das schwache Leuchten der Exoplaneten herauszufiltern.

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Exoplaneten bei HR8799: Im sichtbaren Licht werden die Planeten von ihrem Stern überstrahlt, im Infraroten werden sie aber sichtbar. Quelle: http://www.nrc-cnrc.gc.ca/

Die jetzt fotografierten drei Exoplaneten umkreisen einen blauen Hauptreihenstern der Spektralklasse A(Katalognamen HR8799), der deutlich massereicher und heisser als die Sonne ist, welche als gelber Hauptreihenstern zur Spektralklasse G gehört. HR8799 befindet sich im Sternbild Pegasus, 130 Lichtjahre von uns entfernt und ist erst 100 Millionen Jahre alt (Sonnenalter ca. 5 Milliarden Jahre!). Darum ist er noch von einer massiven Staubscheibe und einem äusseren Gürtel aus Eis- und Felsbrocken (Kuipergürtel) umgeben, die sich bis auf 300 Astronomische Einheiten (1 AE = Entfernung Sonne-Erde = 150Millionen km) hinaus ausdehnen und aus der Entstehungszeit des Planetensystems stammen. Zum Vergleich: Neptun, der äusserste Planet unseres Sonnensystems, umkreist die Sonne in rund 30 AE Entfernung, und der Kuipergürtel reicht bis auf 50 AE hinaus.

Die drei neu entdeckten Exoplaneten gehören zur Klasse der Gasriesen wie Jupiter, der größte Planet unseres Sonnensystems. Sie sind aber mit 10, 9 und 6 Jupitermassen deutlich schwerer und umkreisen ihren Stern in Abständen von 24, 37 und 67 AE.  Die Massen der Gasriesen werden also mit zunehmendem Abstand vom Stern geringer. Das ist in unserem Sonnensystem genauso.

Das neu entdeckte Planetensystem wirkt wie eine vergrößerte Version unseres Sonnensystems, was mit der vergleichsweise größeren Masse von HR8799 zusammenhängen mag.

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Das Planetensystem um HR8799  und unser Sonnensystem im Vergleich. Bei äusseren roten Ringen handelt es sich um die Kuiper-Gürtel. Quelle: http://www.nrc-cnrc.gc.ca/

Die Wissenschaftler des Keck-Observatoriums vermuten, daß sich in größerer Nähe zum Stern noch weitere, auch kleinere Planeten befinden, vielleicht sogar Felsplaneten, ähnlich der Erde. Sie konnten diese aber bisher noch nicht ausmachen, weil das Sternenlicht hier einfach zu grell ist.

 

Zwei

Ein weiterer Exoplanet wurde von einem Wissenschaftlerteam der University of California, Berkeley mit dem Hubble-Weltraumteleskop entdeckt und fotografiert. Er umkreist den 200 Millionen Jahre jungen, nur 25 Lichtjahre von uns entfernten Stern Formalhaut im Sternbild Südliche Fische. Auch hier ist noch eine massive Scheibe aus Staub, Gesteinstrümmern und Eisbrocken vorhanden.

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Das Planetensystem bei Formalhaut. Der Exoplanet wurde innerhalb der massiven Scheibe aus Staub, Fels- und Eisbrocken ausgemacht. Aus seiner Bewegung im Laufe von 2 Jahren konnte die Umlaufzeit des Planeten mit 872 Jahren genau bestimmt werden. Der Exoplanet ist also sehr weit von seinem Stern entfernt. Quelle:  http://www.nasa.gov/ und http://www.berkeley.edu/news/

Der Exoplanet ist sehr weit von seinem Stern entfernt und benötigt deshalb für eine Umkreisung immerhin 872 Jahre. Überraschenderweise war der Planet, der etwa die Masse des Jupiter hat, sogar im sichtbaren Licht auszumachen. Die Erklärung: Wahrscheinlich verfügt der Exoplanet, ähnlich wie der Saturn in unserem Sonnensystem, über ein Ringsystem aus Eis- und Felsbrocken. Die Ausmaße dieses Ringsystems sind aber viel gewaltiger, so daß er ausreichend Sternenlicht reflektiert, um den Exoplaneten sichtbar zu machen. Die Aufnahme im sichtbaren Licht war trotzdem nur möglich, weil der zentrale Stern mit einer Maske ausgeblendet wurde. Ansonsten hätte er seine Umgebung total überstrahlt.

 

Exoplaneten und Planetenenstehung

Die beiden Entdeckungen bestätigen sehr eindrucksvoll die gängigen Theorie über die Planetenentstehung, die in ihren Grundzügen schon im 18 Jahrhundert (!) durch Imanuel Kant und Simon de Laplace entwickelt wurde:

Eine interstellare Wolke (Durchmesser ca. 1Lichtjahr) aus Gas (99%) und Staub (1%) kollabiert unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft, möglicherweise begünstigt durch Schockwellen benachbarter Supernovaexplosionen. Die Wolke zieht sich zusammen, beginnt zu rotieren, wird dabei immer schneller (wegen der Erhaltung des Drehimpulses) und im Zentrum immer dichter und wärmer bis sich ein Stern bildet. Durch die Rotation formt sich eine Scheibe, in der es zu Kondensationsvorgängen kommt. Die vielen Staubteilchen wirken dabei als Kondensationskerne. Die schwerer werdenden Staubteilchen sinken durch die Bremswirkung des Gases und die Schwerkraft zur Scheibenebene, wo sie sich zunehmend anreichern. Dadurch beschleunigt sich das Wachstum der Staubteilchen, weil sie sich immer häufiger begegnen, und es bilden sich die ersten Planetesimale mit Durchmessern von bis zu einigen Kilometern. In Abhängigkeit von der Temperatur der Scheibe, die von innen nach außen abnimmt, kondensieren im inneren, heißen Bereich bis 0,5 AE vorwiegend metallische Teilchen, ab 1 AE Abstand überwiegen dann die Silikate. Bei 3 AE wird schließlich die sogenannte „Schneegrenze“ erreicht, wo dann auch Eisteilchen auftreten. Die Planetesimale sind bald groß genug um weitere Materie anzusammeln. Die Grösseren wachsen zu Protoplaneten heran, die Kleineren stossen aufeinander und zerfallen, oder werden von den Protoplaneten weggeschleudert und bilden einen äußeren Ring, den Kuiper-Gürtel. Manche stürzen auch in den zentralen Stern. Da jenseits der „Schneegrenze“ mehr Kondensationsmaterie zur Verfügung steht als weiter innen, entstehen entsprechend größere Planetesimale, die wiederum auch mehr Material einsammeln können. Die dadurch sehr großen Protoplaneten (bis 10 Erdmassen und mehr) ziehen nun auch größere Mengen Gas an, wodurch Gasriesen entstehen. Weiter innen bilden sich kleinere Protoplaneten, die Metalle (vorwiegend Eisen und Nickel) und Gestein (Silikate) einsammeln, aber kein Gas das hier wegen der zu hohen Temperaturen nicht auskondensiert. Die noch vorhandenen kleineren Planetesimale bombardieren die felsigen Protoplaneten, die so heiss werden, daß sie aufschmelzen und eine innere Differenzierung stattfinden kann. Eisen und Nickel sinken zur Mitte und bilden den Kern, die leichteren Silikate den Mantel und die Kruste. Ein Teil der dann immer noch übrig gebliebenen Planetesimale bilden einen oder mehrere Asteroidengürtel.

Jens Christian Heuer

Quellen: http://www.nrc-cnrc.gc.ca/, http://www.berkeley.edu/news/, http://www.nasa.gov/news/

Written by jenschristianheuer

14 November, 2008 at 06:30 am

Veröffentlicht in Jens Christian Heuer, Wetterwelten