Eine Reise durch das Leben unseres Sonnensystems: Geburt aus Sternenstaub

Da die Menschheit weiter in den Weltraum vorgedrungen ist, haben wir viel mehr über den Lebenszyklus des Sonnensystems gelernt.

Von akollabierende Gaswolke in einen brandneuen Stern zu einem Akkretionsscheibe mit Planeten, die Trümmer aufsaugen, um zu messen, wie viel Gas die Sonne noch im Tank hat, und zu berechnen, dass wir noch etwa 4,5 Milliarden Jahre in diesem Ding haben.

Danach wird die Sonne anfangen, ihren Brennstoff zu erschöpfen und unser Sonnensystem wird in seinen langen, endgültigen Niedergang und schließlich den Tod eintreten.

Wir sprechen von einer kosmologischen Zeitskala, die für uns konkret unergründlich lang ist, sodass keiner von uns anwesend sein wird, um zu sehen, wie sich eines dieser Ereignisse ereignet.

Aber was wäre, wenn wir unseren kleinen Plot der Galaxie von Anfang bis Ende aus der ewigen galaktischen Vogelperspektive betrachten könnten? Wie würde dieser Lebenszyklus aussehen? Lass es uns herausfinden!

Geburt der Sonne

Sie können also kein Sonnensystem ohne mindestens einen Stern in der Mitte haben, undunsere hat seinen Anfang vor ungefähr 4,6 Milliarden Jahren als unglaublich massive, dicht gepackte Wolke aus Staub und Wasserstoffgas, bekannt als Molekülwolke.

Eine Molekülwolke kann aus den Überresten von bestehenein viel älterer Stern, der durch seinen Brennstoff verbrannte und blies Schwermetalle, Gase und andere Bausteine ​​eines Sonnensystems entweder in einer spektakulären Supernova oder als bescheidenerer Materialabwurf ab.

Es könnte eine andere Supernova in der Nähe gewesen sein, die dazu geführt hat, dass diese Wolke nach dem Durchgang einer Stoßwelle in sich selbst zusammengebrochen ist, oder die Wolke könnte unter ihrem eigenen Gewicht kollabiert sein – aber in jedem Fall bildete sich das kollabierte Material zu einem wirbelnden Sonnennebel.

Die Schwerkraft zog immer mehr Material in das Zentrum des Nebels, wo das Gas unter großem Druck kondensierte. Dies war der erste große kritische Punkt im Lebenszyklus des Sonnensystems, an dem die Dinge seitwärts hätten gehen können.

Ohne genug Masse, um den enormen Innendruck zu erzeugen, der benötigt wird, um die Kerne zweier Wasserstoffatome zusammenzuklemmen, um Helium herzustellen – ein Prozess namens Kernfusion — die Dinge hätten ganz anders enden können.

Wenn nicht genug Masse vorhanden ist, um die Kernfusion auszulösen, erhalten Sie einen Körper namens aBrauner Zwerg, was im Wesentlichen ein gescheiterter Stern ist. Es ist so etwas wie ein Super-Jupiter, ein riesiger Gasriese, der frei im Weltraum schwebt, ohne einen Wirtsstern und unzureichende interne Kernreaktionen, um Energie, Licht, Wärme und all die anderen guten Dinge zu erzeugenwir assoziieren mit Sternen.

Glücklicherweise hatte unsere Sonne genug Material, so dass ihre interne Fusion in Gang kam und sie ungefähr 99% der verfügbaren Materie im molekularen Nebel ansammelte.

Akkretionsscheibe und Planetenbildung im inneren Sonnensystem

Nach der Scheibenakkretionstheorie begann fast sofort, was übrig blieb, eine Scheibe aus Material um die Sonne zu bilden, die sich zur erstreckteKuipergürtel.

Überall auf dieser Scheibe, Material aneinander gebürstet und schließlich begann, sich zu größeren Körpern zu bilden wenige Kilometer breit, bekannt als Planetesimale innerhalb der ersten 100 Millionen Jahre nach der Geburt der Sonne.

Näher an der Sonne war es heiß genug, dass bestimmte Elemente und Verbindungen, die als flüchtige Stoffe bekannt sind, wie Wassereis und Ammoniak, nicht in flüssiger Form existieren konnten, geschweige denn fest, und so in der Akkretionsscheibe in einem gasförmigen Zustand verblieben.

In der Zwischenzeit hatte die Sonne begonnen, einen stetigen Strom von Teilchen aus ihrem Kernofen zu erzeugen und diese in alle Richtungen auszublasen, etwas, das wir Sonnenwinde nennen.

Diese wiederum drückten die leichteren, gasförmigen flüchtigen Stoffe in Richtung des äußeren Teils der Scheibe und hinterließen nur das dichteste, felsigste Material wie Metalle und Silikate im inneren Teil des Sonnensystems obwohl ein kleiner Teil der leichteren Elemente zu den wachsenden Planetesimalen gewachsen ist.

Als diese kleineren Planetesimale in der inneren Scheibe mehr Material ansammelten und Hunderte von Kilometern breit wurden, wurden sie groß genug, dass ihre Anziehungskraft ihre Masse in eine kugelförmigere Form verteilte.

Sie begannen auch, die Bewegung anderer nahegelegener Planetesimale zu stören, was zu einer Zunahme der Kollisionen führte, die im Laufe der Zeit einige dieser Planetesimale groß genug machten, dass sie zu Protoplaneten aufgerüstet wurden.

Da sie größer als das umgebende Material waren, übten diese Protoplaneten eine viel größere Anziehungskraft aus und sie dominierten schnell jedes andere Material auf ihrer Umlaufbahn. Dies ermöglichte es diesen Protoplaneten, kleinere Planetesimale schnell in sich zu akkretieren, was zu ihrer Größe führteüber einen sehr kurzen Zeitraum.

Bald begann ihre Schwerkraft, die Schichten der Planeten zu unterscheiden, als schwerere Elemente wie Eisen und Nickel tiefer ins Innere gezogen wurden, während leichtere Elemente wie Sauerstoff, Silizium und Magnesium eine Schicht bildeten, die als Mantel bezeichnet wird. Der äußerste Randder Protoplaneten wurde zu einer gehärteten, felsigen Kruste, die voller vulkanischer Aktivität war.

In mindestens einem Fall der von Erde und Theia, es wird vermutet, dass diese Protoplaneten begannen, aneinander zu ziehen und ihre Umlaufbahnen zu stören: Vor etwa 4,5 Milliarden Jahren, als die Erde noch eine geschmolzene, felsige Einöde war, die von Vulkanen dominiert wurde, wird spekuliert, dass ein Protoplanet, Theia, zwischen der Größevon Mars und Erde kollidierten mit der Erde, lösten eine große Menge Material sowohl aus ihrem eigenen Mantel als auch aus dem der Erde und schickten alles in eine Umlaufbahn um die Erde.

Es wird von einigen Astrophysikern angenommen, dass Theia in einem steilen Winkel und nicht mit einem flüchtigen Schlag auf die Erde einschlug und seinen eigenen Eisenkern in den der Erde versenkte, wo sich die beiden zu einem einzigen Eisenkern vermischten. Nach dieser Theoriedas größtenteils Silikatmäntel der beiden Protoplaneten vermischte sich auch und wurde eins.

In der Zwischenzeit bildeten die hauptsächlich silikatischen Ejekta des Einschlags eine Materialscheibe um die Erde, und genau wie die protoplanetare Akkretionsscheibe der Sonne begann das Material in der Scheibe zu immer größeren Stücken zu verschmelzen, die schließlich den Mond bilden würden.

Es wird vermutet, dass Venus auch ähnliche Kollisionen erlitten haben könnte, jedoch als einer von nur zwei Planeten in unserem Sonnensystemkeinen eigenen Mond haben, dies ist immer noch eine große Debatte darüber, da die Theorie aufgestellt wird, dass eine solche Kollision mit ziemlicher Sicherheit einen Mond ähnlich unserem eigenen erzeugen würde.

Das Bandscheibenanlagerungsmodell weist einige Probleme auf, die andere Modelle, wie das Bandscheibeninstabilitätsmodell und das Kieselsteinanlagerungsmodell, zu lösen versuchen. Aber die Bandscheibenanlagerung bleibt, zumindest vorerst, das führende Modell.

Planetenbildung im äußeren Sonnensystem

In der Zwischenzeit passierten im äußeren Sonnensystem all die flüchtigen Stoffe, die von den Sonnenwinden aus dem inneren Sonnensystem geblasen wurden, die sogenannte "Frostlinie", eine imaginäre Grenze, die weit genug von der Sonne entfernt ist, dassdiese flüchtigen Stoffe können zu Flüssigkeit und Eis kondensieren.

Dieses Stück eisigen Materials kombiniert mit anderen Stücken eisigen Materials, um größere Körper von der Größe von Asteroiden zu bilden, aber kleiner als Planetesimale. Es gibt Theorien darüber, dass diese eisigen Körper groß genug werden, um den Kern von Gasriesen wie Jupiter zu bilden.aber es ist wahrscheinlich, dass der Kern der Gasriesen besteht aus einer flockigen Suppe aus Eisen- und Silikatmaterial, die sich in einem Ozean aus Wasserstoff und Heliumflüssigkeit vermischt.

Was wir wissen ist, dass Jupiter, fast sobald das Sonnensystem zu verschmelzen begann, der erste Planet aus dem Tor war. Als größter Planet im Sonnensystem besteht er größtenteils aus dem gleichen Material wie die Sonne und saugtUrgase in den frühesten Tagen des Sonnensystems, als die Sonne gerade anfing, sich zu einem Stern zu entzünden.

Jupiter hat tatsächlich etwa die doppelte Masse aller anderen Planeten im Sonnensystem zusammen und ist groß genug, dass er schafft einen Schwerpunkt zwischen sich und der Sonne, d. h. ein Schwerpunkt, um den beide Körper kreisen, oder ein gemeinsamer Schwerpunkt.

Hätten sich die Dinge etwas anders entwickelt und Jupiter hätte genug Masse gehabt, um die Kernfusion seines Wasserstoffs zu zünden, hätte er ein eigener Stern werden können und unseres wäre eher ein Doppelstern-Sonnensystem als ein Einzelstern geweseneiner.

Dies geschah jedoch nicht, und Jupiters Wasserstoff kann nur tief im Inneren von Jupiter zu einem flüssigen Zustand kondensieren. Der flüssige Wasserstoff um den Kern von Jupiter wird tatsächlich als der größte "Ozean" im Sonnensystem angesehen.

Der Druck, der den Wasserstoff des Jupiter in flüssiger Form hält, kann auch dazu führen, dass seine Wasserstoffatome von ihren Elektronen befreit werden, eine potenzielle Quelle von Jupiters enormem Magnetfeld.

Wenn die Masse jedoch zunimmt, steigt auch die Wirkung der Schwerkraft; als Jupiter also Gas und Material von der protoplanetaren Akkretionsscheibe aufsaugte, gibt es Grund zu der Annahme, dass seine Umlaufbahn näher an die Sonne gezogen worden sein könnte.

Hätte das lange genug gedauert, hätte Jupiter bis ins innere Sonnensystem wandern können und ein sogenannter werden. Heißer Jupiter. Zum größten Teil hatte Jupiter dieses Schicksal nicht aufgrund des Eingreifens von Saturn, der sich gerade rechtzeitig in der Nähe von Jupiter bildete, um einen hemmenden Zug auf ihn auszuüben und ihn daran zu hindern, nach innen zu wandern und die protoplanetare Formation zu zerstören, die gerade begannim inneren Teil des Sonnensystems stattfinden.

Dieser hemmende Effekt zwang Jupiter dazu, sich mehr oder weniger in seiner gegenwärtigen Umlaufbahn niederzulassen und überließ das innere Sonnensystem sich selbst. Die Anziehungskraft von Jupiter ist jedoch immer noch enorm, und er wird von Dutzenden von bestätigten Monden umkreist. Während einige vondiese könnten das Werk der Akkretion sein, viele sind das Ergebnis der Gravitation.

Über die Entstehung der letzten drei Planeten des Sonnensystems Saturn, Uranus und Neptun ist nicht viel bekannt, aber wir können viel über sie sagen.

In Bezug auf eines der berühmtesten Merkmale unseres Sonnensystems sind die Saturnringe größtenteils die Überreste von eisigen Körpern, die von den Gezeitenkräften des Planeten auseinandergerissen wurden.

Es wird angenommen, dass dies die verstreuten Überreste von Kometen sind, die der Schwerkraft des Saturn zu nahe kamen und infolgedessen zerfetzt wurden; die Überreste zerbrochener Monde, die von der Anziehungskraft des Saturn eingefangen wurden; und anderes Material und Staub, der aus dem Inneren geblasen wurdeSonnensystem, das Jupiter nicht aufgesaugt hat.

Saturn besteht größtenteils aus dem gleichen Material wie Jupiter – Wasserstoff und Helium – und aneue Untersuchung seines Ringsystems enthüllte ein Kräuseln in seinem sogenannten D-Ring, den Forscher als eine Art Seismograph für den gesamten Planeten verwenden konnten, der einen Kern aus flüssigem Wasserstoff und Helium enthüllte und Brocken von festem Material wie Eisen enthältund Silikate.

Es ist also wahrscheinlich, dass die anderen Gasriesen bis zu einem gewissen Grad eine ähnliche innere Zusammensetzung haben.

Obwohl es nicht so spektakulär ist, haben alle Gasriesen Ringe, obwohl die von Jupiter, Uranus und Neptun zu schwach sind, um sie zu sehen.

Draußen hinter Neptun befindet sich der Kuipergürtel, die letzten Überreste der Akkretionsscheibe, die das Sonnensystem bildete. Der Kuipergürtel ist mit Körpern so groß wie der Zwergplanet Pluto fast eine Zeitlupenwiedergabe der frühen Entstehung des ErdenwesensPlaneten im inneren Teil des Sonnensystems.

Als New Horizons am Neujahrstag 2019 das Kuiper-Gürtel-Objekt Arrokoth passierte, strahlte es Bilder von zwei großen halbkugelförmigen Körpern zurück, die im Laufe der Zeit miteinander verschmolzen waren, wahrscheinlich nach einer Kollision irgendwann in der nicht allzu-ferne Vergangenheit.

Dies lieferte Beweise für unsere Theorien über die frühe terrestrische Planetenentstehung, aber es muss noch mehr Forschung betrieben werden, bevor wir dies endgültig sagen können.

Zusammenfassung des heutigen Tages

Dies bringt uns mehr oder weniger zum heutigen Tag, wo alles so umkreist, wie es "sollte" und das Leben auf mindestens einer Welt geblüht hat. Es könnte auch das Potenzial für Leben auf einigen Monden, die Jupiter und Saturn umkreisen, sein - aberes wird noch lange dauern, bis wir in der Lage sind, dies zu überprüfen oder auszuschließen.

Die Sonne befindet sich weit in ihrer Hauptsequenz-Entwicklungsphase, in der sie für einige Milliarden Jahre bleiben wird. Im Großen und Ganzen haben die acht Planeten unseres Sonnensystems die sprichwörtlichen Rinnen ihrer Umlaufbahnen gesäubert, also bleibt sonst nichts übrigein relativ kleiner Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter.

Im äußersten Bereich des Kuipergürtels, wo Material wie Arrokoth früher mit dem Spitznamen "Ultima Thule" geht weiterhin langsam durch den planetesimalen Bildungsprozess, Pluto und andere Zwergplaneten wie Eris, Haumea und Makemake setzen ihre Herrschaft über den entferntesten Abschnitt des bekannten Sonnensystems fort.

Und, irgendwo da draußen in den transneptunischen Regionen des Sonnensystems, die mysteriöser Planet Neun, etwa die 10-fache Masse der Erde, komprimiert auf etwa das 4-fache ihrer Größe, könnte lauern, stört die Flugbahn von Kuiper-Gürtel-Objekten und macht ihre Anwesenheit spürbar, obwohl sie noch nie gesehen wurde und ihre Existenz immer noch heiß diskutiert wird.

Dies ist mehr oder weniger der Punkt, an dem wir uns befinden, aber es ist nur der Anfang von dem, was wir in den nächsten 5 bis 8 Milliarden Jahren und noch länger erwarten.

Bleiben Sie gespannt auf die zweite Hälfte unseres Lebenszyklus der Sonnensystemserie, in der wir untersuchen, wie wir erwarten, dass unser Sonnensystem stirbt.