Upload
kriemhild-schmehl
View
115
Download
2
Embed Size (px)
Citation preview
W-Seminar: Astrophysik
Q11/2
Anna Huber
Entstehung von Planeten
Frühe Erkenntnisse
Immanuel Kant (1724-1804) Pierre-Simon de Laplace (1749-1827)
Frühe Erkenntnisse
Kant Laplace
-Planeten sind selbstständig wachsende Verdichtungen aus einem Urnebel
-Planeten bilden sich aus ablösenden Ringen der Sonnenatmosphäre
Kant-Laplacesche-Nebularhypothese
Weitere Theorien
Chamberlin-Moulten-Theorie
-Spiralnebel wurden als Reaktionen auf einen nahen Sternübergang an einem anderen Stern gesehen- aus der dabei herausgerissenen Materie sollten sich dann Planeten bilden
dualistisches System
Weitere Theorien
Wirbelmodell
Moderne TheorieInterstellare Materie
Entstehung massearmer Sterne
1) Instabilität und Gravitationskollaps einer Molekülwolke
-Gründe für Instabilitäten:-Stoßwellen von Supernova Explosionen-starke Sternwinde benachbarter Riesensterne
-lokale Temperaturerniedrigungen die zu lokalen Dichteerhöhungen führen
-Jeansche-Kriterium muss für einen Kollaps erfüllt sein:
2* Etherm + Egrav < 0
-Frei-Fall-Zeit (10 000-100 000 Jahre)
Beginn der Bildung des Protosterns
Entstehung massearmer Sterne 2) Kontraktionsphase
-Dichte und Temperatur nehmen schlagartig zu (adiabatische Phase)
Protostern
Entstehung massearmer Sterne 3) Akkretionsphase
-Protostern wird zum Gravitationszentrum und nimmt Materie auf -ab 10 Mio.°C setzt das Wasserstoffbrennen ein und der Protostern wird zum Hauptreihenstern -wenn er nicht genug Masse aufsammeln konnte wird er zum Braunen Zwerg
Protoplanetare Scheiben
Entstehung
-Zwangsläufig bei der Kontraktion der Ausgangswolke, da Drehimpuls abgegeben werden muss
-Abflachung durch die Zentrifugalkraft
Protoplanetare Scheiben
Entwicklung
-Existenz: zwischen 2 und 10 Mio. Jahren
-im Laufe der Zeit immer weiteres ausdünnen, durch Akkretion oder Photoevaporation
Protoplanetare Scheiben
Beobachtung
-erste Beobachtung 1994 mit dem Hubble Teleskop im Orionnebel
-Einsetzen von Sternkoronographen
Planetenentstehung
1) Kondensationsphase
-Vorgang in der "Staubphotosphäre" bei ca. 3500-2000K
-Atome stoßen zusammen es bilden sich Cluster wachsen weiter zu Nanopartikeln Atome verbinden sich
-Staub bewegt sich je nach Größe in der Gasscheibe und bildet teilweise durch Staubsedimentation eine Subscheibe
Planetenentstehung
2) Koagulationssphase
= Aneinanderhaften kleiner Festkörperpartikel als Folge eines unelastischen Stoßes. Dabei müssen im Moment des Stoßes zwischen den Partikeln Anziehungskräfte ( wie z.B. Van-der-Waals Kräfte) wirken.
so genanntes „hit-and-stick“-Wachstum
3) Agglomerationssphase
= die allmähliche Vergrößerung eines Partikels durch Anlagerung weiterer Partikel
so genanntes „run-away“-Wachstum
Planetenentstehung
4) Akkretionssphase
-ab einer bestimmten Größe der Planetesimale setzt die Eigengravitation ein
Planeten sammeln mehr Materie auf
-innerhalb von 10 000 bis 100 000 Jahren entstehen so aus Protoplaneten richtige Planeten
-am Ende bleibt nur ein Planet in jedem Scheibenbereich übrig
Planetenentstehung
-in den äußeren Regionen der Scheibe ist mehr Staub und v.a. Eis vorhanden,deshalb wachsen sie schneller und größer-ab einer Masse von ca. 10 Erdmassen ist die Gravitation so stark, dass auch immer mehr Gas aufgesammelt werden kann = "core-accretion"
5) Entstehung von Gasriesen
Planetenentstehung
6) Konsolidierungsphase bei Gesteinsplaneten
-setzt ein nachdem die eigentlich fertig gebildeten Planeten ihre hydrodynamische Gleichgewichtsfigur (Kugel bzw. Rotationsellipsoid)eingegangen sind
-bezeichnet das Aufschmelzen des Körpers und die darauf folgende stoffliche Differenzierung ( Ausbildung eines Eisen-Nickel Kerns)
Planetare Migration
Problem: man fand einige "hot jupiters“ (z.B. 51 Pegasi b besitzt eine große Bahnhalbachse von nur 0.05 AE)
Lösung: die Planetare Migration, die besonders in der Frühgeschichte eines Systems auftritt
Definition: Die zeitliche Entwicklung der Bahn eines Planeten, die sich durch Störungen aus der Umgebung ergibt.(Ausgenommen Ereignisse wie z.B. Kollisionen)
Planetare MigrationTyp1 : Migration in der Gasscheibe, massearmer Protoplanet(Marsgröße - 0.1 Jupitermasse)->Austausch des Bahndrehimpulses mit der Gasscheibe
Typ2: Migration in der Gasscheibe, massereicher Protoplanet (mind.10 Erdmassen)->Bewegung in einer Lücke der Gasscheibe
Typ 3: Wechselwirkung mit einer Trümmerscheibe->Impulsaustausch mit einem Trümmerteil
Planeten können auch ganz aus dem System geworfen werden(sog. "free floaters“)
Aktuelle Forschung
Beobachtungen
Experimente
Modelle und Rechnungen
Aktuelle ForschungExperimentelle Untersuchung der Koagulationsphase
Quellen
-Kosmogonie von PlanetensystemenAutor: Mathias ScholzVerlag: epubliJahr: 2012
-www.nasa.gov
-www.eso.org
für eure Aufmerksamkeit !
Danke,