Drehimpuls bei der Bildung von Planetenscheiben

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Wenn man über die Entstehung von Planetenscheiben liest, scheint eines der Hauptprobleme die Abfuhr des Drehimpulses zu sein. Anscheinend können sich Planeten nicht mit der Menge an Drehimpuls bilden, die das System in seinen frühen Stadien hat. Ich glaube, ich verstehe, woher dieser Überschuss kommt, der Zusammenbruch des Nebels auf sich selbst und das Provozieren einer Drehung. Dann gibt es viele Hypothesen, wie es evakuiert wird, die meistens ziemlich logisch sind.

Nun meine Frage als Anfänger im Physikstudium: Warum muss der Drehimpuls überhaupt evakuiert werden? Wenn der Drehimpuls zu groß ist, warum können sich dann keine Planeten bilden? Hat das etwas mit zu viel kinetischer Energie im System zu tun? Vielen Dank!

Drehimpuls bei der Bildung von Planetenscheiben - Astronomie

Denken Sie daran, dass die vorherrschende Hypothese für die Bildung dieses und anderer Sonnensysteme (entwickelt von Pierre-Simon Laplace) die Solarnebel-Hypothese - dass die Sonne und die Planeten aus einer kollabierenden Wolke aus interstellarem Gas und Staub entstanden sind. Jetzt erzählen wir die Geschichte aus der Sicht der Planeten neu.

Entstehung der Sonne

Dichte Wolkenkollaps
Festplattenverlust
Terminalanhäufung
Gasableitung

Protoplanetare Scheibe von HL Tauri im Infrarot von Wikipedia.
Dunkle Kreise repräsentieren die Umlaufbahnen von zusammenwachsenden Exoplaneten.

Sternrotation und Planetenbahnen sollten alle in derselben Ebene liegen - die Ekliptik.
Sie sollten in die gleiche Richtung gehen - prograd.

Aber jetzt haben wir ein großes Problem: Drehimpuls

Wenn sich die Scheibe zusammenzieht, sollte ihre Rotation beschleunigt werden, um den Drehimpuls zu erhalten. Die Region mit der schnellsten Rotation sollte im Zentrum liegen – in unserem Fall die Sonne. Das sehen wir leider nicht. Die Sonne dreht sich viel langsamer als sie sollte, und der Drehimpuls des Sonnensystems konzentriert sich auf die Jupiterplaneten. Wie ist das?

Betrachten Sie die Schritte, in denen sich die Masse in einem sich bildenden Sonnensystem verteilt.

Festplattenverlust, bei dem Material in der Scheibe zum Protostern transportiert wird. Durch Reibung innerhalb der Scheibe fällt Material zur Mitte und auf den sich bildenden Protostern, wodurch die Dichte der Scheibe verringert wird. Einnahme

Terminalanhäufung. Der Stern tritt in die T-Tauri-Phase ein. Restliches Scheibenmaterial beginnt sich zu Planetesimalen zu akkretieren (dauert 1 - 2 ma). Hinweis - die T-Tauri-Winde werden durch die Hitze der Gravitationskontraktion angetrieben, nicht durch Fusion. Sie blasen weiter, solange sich der Materialklumpen im Zentrum der zirkumstellaren Scheibe (der Protostern) weiter zusammenzieht.

Gasableitung, planetarische Akkretion im inneren Sonnensystem endet und restliches Nebelgas wird durch T-Tauri-Winde entfernt.

Die T-Tauri-Phase endet, wenn die innere Temperatur und der Druck die Schwelle für die Kernfusion erreichen. Die Gravitationskontraktion wird nun durch den inneren Druck ausgeglichen und hört auf.

Das Schöne daran:

Das Vorhandensein einer heftigen T-Tauri-Phase erklärt weitgehend das Drehimpulsproblem. Durch den erheblichen Massenverlust in Form von T-Tauri-Winden hat die ProtoSonne ihren Drehimpuls auf das äußere Sonnensystem übertragen, wo wir sie heute sehen. Um eine Analogie zu sehen, sehen Sie sich dieses Video an. (Konzentrieren Sie sich darauf, wie der Spin des Raumfahrzeugs zwischen 1:35 und 1:45 reduziert wird.)

Aber ist es echt? (Welche Beweise haben wir kürzlich diskutiert, die darauf hindeuten, dass Material aus dem inneren Sonnensystem früh in seiner Geschichte in seine äußeren Bereiche transportiert wurde?)

Entstehung der Planeten

Kondensation: Als die dichte Wolke zusammenbrach, wurde ein Punkt erreicht, an dem die Wolke für sichtbares Licht undurchsichtig wurde, was zu einer Art Treibhauseffekt im gesamten Sonnensystem führte. Die Strahlung der ProtoSonne könnte nicht in den Weltraum strahlen, so dass sich das Zentrum der Wolke aufheizen würde. Beweise von Meteoriten deuten darauf hin, dass die Temperaturen innerhalb von 2 bis 3 AE um die ProtoSonne 2000 K erreichten und fast das gesamte Material in diesem frühen Stadium verdampft war.

An jedem beliebigen Ort kondensieren verschiedene Materialien in einem Kondensationssequenz, beginnend mit feuerfesten Stoffen wie Verwirrung (Al₂Ö₃ - in Edelsteinqualität als Rubin oder Saphir bekannt) und endet mit flüchtigen wie Methan (CH₄).
Die Liste der Stoffe, die überhaupt kondensieren könnten, wächst von feuerfesten Stoffen nur im inneren Sonnensystem zu flüchtigen Stoffen im äußeren Sonnensystem.

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Präsolarer Diamantstaub im US National Museum of Natural History

Chondrules und CAIs in chondritischem Meteorit von Meteorite Pictures

2 senkrecht zur Scheibe gemessen.
Reduzierte Festplattendichte
Die Scheibe war dicker – d. h. Objekte konzentrierten sich weniger wahrscheinlich in der Nähe der Scheibenebene, wo sie aufeinandertreffen könnten.

Akkretion: Planetesimale und planetare Embryonenbildung: T-Tauri-Winde haben schätzungsweise jedes Objekt mit einem Durchmesser von weniger als 10 m aus dem inneren Sonnensystem geblasen, so dass jedes Objekt, das dazu bestimmt war, Teil eines inneren Planeten zu werden, vor dem T-Tauri-Stadium der ProtoSun größer gewesen wäre. Unter ihnen hätte sich schließlich eine fortgesetzte Gerinnung gebildet Planetesimale, Objekte mit einem Durchmesser von etwa 10 km - groß genug, dass ihre Schwerkraft beginnen könnte, kleinere Objekte während des Prozesses anzuziehen Gravitationsfokussierung.

Im äußeren Sonnensystem war das Wachstum langsamer. Planetare Embryonen ähnlicher Größe würden bei 5 AE bis zu fünfmal länger brauchen, um sich zu bilden als bei 1 AE.
Planetare Embryonen wurden im äußeren Sonnensystem größer larger weil Eis als Festkörper kondensieren konnte, wodurch mehr Material zur Verfügung gestellt werden konnte, und weil mehr Teilchen die längeren Umlaufbahnen der äußeren Planeten besetzten, auch wenn es mehr Zeit brauchte, um sie aufzuwirbeln.
T-Tauri-Effekte weiter von der ProtoSonne entfernt, so dass kleine Partikel und Gase verweilen und schließlich von planetaren Embryonen mitgerissen werden. Schließlich könnten diese Körper Wasserstoff und Helium mitreißen und ihre Masse stark erhöhen. Hinweis: ProtoEarth sollte eine Atmosphäre eingefangen haben, die ungefähr 10.000 Mal so massiv ist wie ihre aktuelle. Die Tatsache, dass wir keine Aufzeichnungen darüber haben, ist ein starker Beweis für die T-Tauri-Winde der Protosonne, die sie entfernt hätten.

Da die Jupiterplaneten niemals eine T-Tauri-Phase durchlaufen, würden wir nicht erwarten, dass sie ein Drehimpulsparadoxon zeigen, und tatsächlich tun sie es auch nicht.
Viele der äußeren Monde der Jupiterplaneten sind eingefangene Objekte, die sich ursprünglich im Orbit um die Sonne gebildet haben (z. B. Phoebe).

Der Blick von Exoplaneten

Planetenwanderung: Die obige "klassische" Sichtweise geht davon aus, dass die Planeten immer ihre aktuellen Umlaufbahnen eingenommen haben. Tatsächlich gibt es gute Gründe, dies zu bezweifeln:

Das späte schwere Bombardement: das späte Bewerfen von Körpern des Sonnensystems mit Planetesimalen, die in Richtung des inneren Sonnensystems geschleudert werden.
Die Oortsche Wolke: Körper, die von einem tobenden Neptun in entfernte Umlaufbahnen geschleudert werden.

Muster I: Supererden und Mini-Neptune

Neptun könnte sich näher an der Sonne innerhalb der Umlaufbahn von Uranus gebildet haben.
Jupiter könnte sich bei ungefähr 3,5 AE gebildet haben und, nachdem er mit dem Gas der protosolaren Scheibe einen Widerstand erfahren hatte, begonnen haben, nach innen zu wandern. In unserem Sonnensystem gab es jedoch einen zweiten Riesenplaneten. In einer bestimmten Entfernung bildete sich eine 2:1-Resonanz der Bahnen von Jupiter und Saturn, die die Einwärtsbewegung des Jupiter stoppte.
Wechselwirkungen zwischen den Jupiterplaneten und den verbleibenden Planetesimalen führen dann dazu, dass sie nach außen wandern. Diese Exkursion des Jupiter in das innere Sonnensystem heißt "Jupiters Grand Tack."
Als Folge dieser Resonanz wurde Neptun über die Umlaufbahn von Uranus hinaus in den frühen Kuipergürtel gezwungen und schleuderte Objekte des Kuipergürtels hin und her.
Während seines Besuchs im inneren Sonnensystem hätte die Schwerkraft des Jupiter die Umlaufbahnen von Planetesimalen gestört, die die Bildung des Mars nährten, und sein Wachstum gebremst (Walsh et al., 2011).

Fünf Jupiterplaneten? Viele Nizza-Modellvarianten wurden vorgeschlagen, darunter das "Five Planet Nice Model" (Nesvorny, 2011), bei dem das Sonnensystem zunächst drei Eisriesen enthält, von denen einer durch eine enge Begegnung mit Jupiter aus dem Sonnensystem ausgestoßen wird. Könnte dieser fünfte Riesenplanet Sein Batygin und Browns 2016er "Planet Nine?"

Die kleinen Körper

Irgendwann, nachdem der größte Teil der Materie im Sonnennebel diskrete Objekte gebildet hatte, befreite ein plötzlicher Anstieg der Intensität des Sonnenwinds anscheinend das restliche Gas und den Staub aus dem System. Astronomen haben Beweise für solch starke Ausflüsse um junge Sterne gefunden. Zurück blieben die größeren Trümmer des Nebels, die heute teilweise in Form von Asteroiden und Kometen zu sehen sind. Das schnelle Wachstum des Jupiter hat offenbar die Bildung eines Planeten in der Lücke zwischen Jupiter und Mars verhindert, in diesem Bereich bleiben die Tausenden von Objekten, die den Asteroidengürtel bilden, dessen Gesamtmasse weniger als ein Drittel der Masse des Mondes beträgt. Die auf der Erde geborgenen Meteoriten, die zum großen Teil von diesen Asteroiden stammen, liefern wichtige Hinweise auf die Bedingungen und Prozesse im frühen Sonnennebel.

Die eisigen Kometenkerne sind repräsentativ für die Planetesimale, die sich im äußeren Sonnensystem gebildet haben. Die meisten sind extrem klein, aber das Centaur-Objekt namens Chiron – ursprünglich als entfernter Asteroid klassifiziert, aber jetzt dafür bekannt, dass es Eigenschaften eines Kometen aufweist – hat einen geschätzten Durchmesser von etwa 200 km (125 Meilen). Andere Körper dieser Größe und viel größer – z. B. Pluto und Eris – wurden im Kuipergürtel beobachtet. Die meisten Objekte, die den Kuiper-Gürtel besetzen, haben sich anscheinend an Ort und Stelle gebildet, aber Berechnungen zeigen, dass Milliarden von eisigen Planetesimalen von den Riesenplaneten gravitativ aus ihrer Umgebung vertrieben wurden, als sich die Planeten bildeten. Diese Objekte wurden zur Population der Oortschen Wolke.

Drehimpuls bei der Bildung von Planetenscheiben - Astronomie

Wir konzentrierten uns auf die Analyse der Rolle protoplanetarer Scheiben bei der Entwicklung des Drehimpulses während der Sternentstehung. Wenn der gesamte in kollabierenden prästellaren Kernen enthaltene Drehimpuls während ihrer Entstehung konserviert würde, würden Protosterne Rotationsgeschwindigkeiten erreichen, die ihre Zerfallsgeschwindigkeit übersteigen, bevor sie die Hauptreihe erreichen (Bodenheimer 1995). Um dies zu vermeiden, müssen Methoden existieren, mit denen Protosterne Drehimpuls verlieren können. Der Drehimpuls kann über stellare Magnetfeldlinien durch einen als magnetisches Bremsen bezeichneten Prozess vom Stern auf die Scheibe übertragen werden (Camenzind 1990 Königl 1991). Alternativ kann der stellare Drehimpuls aus dem Stern-Scheiben-System vollständig über Stern- oder Scheibenwinde verloren gehen (z. B. Pelletier & Pudritz 1992, Matt & Pudritz 2005).

Der Anteil des verlorenen stellaren Drehimpulses, der innerhalb der protoplanetaren Scheibe zurückgehalten wird, ist wichtig für Studien zur Bildung von Planetensystemen. Bleibt die Massenbewegung innerhalb der Scheibe keplersch, führt jede Zunahme des Drehimpulses in der Scheibe zu einer Auswärtswanderung von Scheibenmaterial und einer Ausdehnung der Scheibe. Daher kann eine Zunahme des Drehimpulses der Scheibe zu einer Verringerung der Oberflächendichte der Scheibe führen, die oft verwendet wird, um die Fähigkeit der Scheibe anzuzeigen, Planeten zu bilden.

Wir haben in der Literatur verfügbare Multi-Wellenlängen-Daten verwendet, um die Drehimpulse von Sternen und Scheiben für zwei nahegelegene Regionen der Sternentstehung direkt zu berechnen. Dies waren nämlich der dicht besiedelte und stark bestrahlte Orion-Nebel-Cluster (ONC) und die vergleichsweise spärliche Taurus-Auriga-Region. Aufgrund der begrenzten Größe des ONC-Datensatzes haben wir ein durchschnittliches Oberflächendichteprofil für die Region erstellt. Wir haben die Sterne aufgrund ihrer vollständig konvektiven Natur als Festkörperrotatoren modelliert (Krishnamurthi et al. 1997) und angenommen, dass die Scheiben flach sind und eine Keplersche Rotation um dieselbe Rotationsachse wie der Stern durchlaufen.

Wir beobachteten, dass die älteren Scheiben innerhalb jeder der beiden Sternentstehungsregionen vorzugsweise größer und weniger massiv waren, was mit Theorien zur viskosen Akkretion und Scheibenausbreitung übereinstimmt. Bei Vergleichen zwischen den beiden Regionen schien die ONC-Probe jedoch weniger massive Scheiben zu haben als die Taurus-Auriga-Probe, obwohl die Population von Taurus-Auriga älter ist. Dies könnte auf einen Einfluss der Geburtswolkenumgebung auf die Entwicklung der protoplanetaren Scheibe hindeuten.

Schließlich wurde beobachtet, dass die älteren Sterne innerhalb des ONC Scheiben enthalten, die mehr Drehimpuls enthielten als ihre jüngeren Gegenstücke, während in der Taurus-Auriga-Probe die Menge an Drehimpuls in den älteren und jüngeren Proben konsistent war. Wir vermuten, dass der fehlende Scheibendrehimpuls in den älteren Taurus-Auriga-Scheiben in noch unentdeckten Planeten enthalten sein könnte.

Warum bleibt der Drehimpuls erhalten, wenn sich ein Planet auf einer elliptischen Bahn um die Sonne dreht? Warum bleibt der Impuls in diesem Fall nicht erhalten?

Es gibt kein äußeres Drehmoment um die Sonne, da Sonnenkraft und Positionsvektor stehen immer im Winkel $180^circ$ da $ar au =ar r imesar F$ ist, bleibt der Drehimpuls erhalten.

Aber da der Weg in nicht kreisförmig, sondern elliptisch, der Positionsvektor ist nicht senkrecht zur Bewegungsrichtung, daher wird etwas Arbeit verrichtet, die den Impuls indirekt ändert, indem sie die Größe der Geschwindigkeit direkt ändert.

Drehimpuls bei der Bildung von Planetenscheiben - Astronomie

Akkretionsscheibenströmung ist ein häufiges Phänomen in der Astrophysik. Es bietet die Kinderstube für die Bildung von Planetensystemen und den Kanal für den Massentransfer in wechselwirkenden Doppelsternen. Solche Ströme sind auch mit dem zentralen Motor für aktive galaktische Kerne verbunden. Die Masse wird in Akkretionsscheiben als Folge der Drehimpulsübertragung umverteilt. Die Identifizierung des dominanten Prozesses ist eine wichtige Aufgabe bei der Entwicklung der Akkretionsscheibentheorie. Hier fassen wir aktuelle theoretische Untersuchungen zu mehreren wichtigen physikalischen Prozessen zusammen, darunter: 1. das Entfernen des Drehimpulses von Scheiben durch hydromagnetische Winde, 2. die Verstärkung lokaler viskoser Spannungen durch das Einsetzen von Turbulenzen, die aus möglichen hydromagnetischen, konvektiven oder Scherkräften resultieren Strömungsinstabilitäten, 3. der Transport von Drehimpuls, der von sich ausbreitenden Wellen getragen wird, und 4. Drehmoment, das aus dem Vorhandensein nicht-axialsymmetrischer instabiler Moden in selbstgravitierenden und geometrisch dicken Scheiben resultiert. Aufgrund der technischen Natur dieses Fachs stellen wir einige der mathematischen Formalismen auf pädagogische Weise vor. Wir konzentrieren uns auf die physikalische Diskussion der notwendigen Bedingungen für den Betrieb jedes Prozesses und der zu erwartenden Effizienz der Drehimpulsübertragung. In Teil II dieses Übersichtsartikels werden wir Beobachtungsbeweise präsentieren und die Anwendung theoretischer Ergebnisse in verschiedenen astrophysikalischen Kontexten diskutieren.

Eine Planetenscheibe

Diese vom Hubble-Weltraumteleskop aufgenommene Trümmerscheibe umgibt den sonnenähnlichen Stern HD 107146, der sich 88 Lichtjahre von der Erde entfernt befindet (Bildveröffentlichung 9. Dezember 2004). Dieser Stern gilt als sonnenähnlicher gelber Zwergstern, wenn auch viel jünger (zwischen 30 und 250 Millionen Jahre alt).

Zwei der Observatorien der NASA, das Spitzer-Weltraumteleskop und das Hubble-Weltraumteleskop, haben Bilder von staubigen planetarischen Trümmern um Sterne von der Größe unserer Sonne geliefert. Spitzer hat zum ersten Mal staubige Scheiben um reife, sonnenähnliche Sterne entdeckt, von denen bekannt ist, dass sie Planeten haben. Hubble hat das bisher detaillierteste Bild einer helleren Scheibe aufgenommen, die einen viel jüngeren sonnenähnlichen Stern umkreist.

Das Bild wird NASA, ESA, C. Beichman (JPL), D. Ardila (JHU) und J. Krist (STScI/JPL) zugeschrieben.

Endlich das fehlende Glied in der planetaren Bildung!

Die Theorie, wie Planeten entstehen, war für Wissenschaftler ein bleibendes Rätsel. Während Astronomen ein ziemlich gutes Verständnis davon haben, woher Planetensysteme kommen –, dh protoplanetare Scheiben aus Staub und Gas um neue Sterne (auch bekannt als “Nebular Theory“), – ein vollständiges Verständnis davon, wie diese Scheiben schließlich zu großen Objekten werden genug, um unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenzubrechen, ist schwer fassbar geblieben.

Doch dank einer neuen Studie eines Forscherteams aus Frankreich, Australien und Großbritannien scheint das fehlende Puzzleteil endlich gefunden zu sein. Mit einer Reihe von Simulationen haben diese Forscher gezeigt, dass “Staubfallen” – – , d. h. Regionen, in denen sich kieselgroße Fragmente sammeln und zusammenkleben könnten – häufig genug sind, um die Bildung von Planetesimalen zu ermöglichen.

Ihre Studie mit dem Titel “Self-Induced Dust Traps: Overcoming Planet Formation Barriers“ erschien kürzlich in der Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society. Unter der Leitung von Dr. Jean-Francois Gonzalez – vom Lyon Astrophysics Research Center (CRAL) in Frankreich – untersuchte das Team das schwierige mittlere Stadium der Planetenentstehung, das Wissenschaftler geplagt hat.

Ein Bild einer protoplanetaren Scheibe, erstellt mit den Ergebnissen des neuen Modells, nach der Bildung einer spontanen Staubfalle, sichtbar als heller Staubring. Gas ist blau und Staub rot dargestellt. Bildnachweis: Jean-Francois Gonzalez.

Bis vor kurzem war der Prozess, bei dem sich protoplanetare Scheiben aus Staub und Gas zu haustiergroßen Objekten zusammenballen, und der Prozess, bei dem Planetesimale (Objekte mit einem Durchmesser von 100 Metern oder mehr) planetarische Kerne bilden, gut verstanden. Aber der Prozess, der diese beiden verbindet, –, wo Kieselsteine zusammenkommen, um Planetesimale zu bilden, ist unbekannt geblieben.

Ein Teil des Problems war die Tatsache, dass sich das Sonnensystem, das jahrhundertelang unser einziger Bezugsrahmen war, vor Milliarden von Jahren gebildet hat. Aber dank der jüngsten Entdeckungen (3453 bestätigte Exoplaneten und Zählung) hatten Astronomen viele Möglichkeiten, andere Systeme zu studieren, die sich in verschiedenen Stadien der Entstehung befinden. Wie Dr. Gonzalez in einer Pressemitteilung der Royal Astronomical Society erklärte:

“Bis jetzt haben wir uns schwer getan zu erklären, wie Kieselsteine zusammenkommen können, um Planeten zu bilden, und doch haben wir jetzt eine riesige Anzahl von Planeten im Orbit um andere Sterne entdeckt. Das hat uns dazu gebracht, darüber nachzudenken, wie wir dieses Rätsel lösen können.”

In der Vergangenheit glaubten Astronomen, dass “Staubfallen”– – die ein wesentlicher Bestandteil der Planetenentstehung sind – nur in bestimmten Umgebungen existieren könnten. In diesen Hochdruckgebieten werden große Staubkörner so weit abgebremst, dass sie sich zusammenschließen können. Diese Regionen sind äußerst wichtig, da sie den beiden Haupthindernissen für die Planetenentstehung entgegenwirken, nämlich Widerstand und Hochgeschwindigkeitskollisionen.

Der Luftwiderstand wird durch die Wirkung von Gas auf Staubkörner verursacht, die dazu führt, dass sie sich verlangsamen und schließlich in den Zentralstern driften (wo sie verbraucht werden). Bei Hochgeschwindigkeitskollisionen führt dies dazu, dass große Kieselsteine ineinander prallen und auseinanderbrechen, wodurch der Aggregationsprozess umgekehrt wird. Staubfallen werden daher benötigt, um sicherzustellen, dass die Staubkörner gerade so weit abgebremst werden, dass sie sich bei einer Kollision nicht gegenseitig auslöschen.

Um zu sehen, wie häufig diese Staubfallen waren, führten Dr. Gonzalez und seine Kollegen eine Reihe von Computersimulationen durch, die berücksichtigten, wie Staub in einer protoplanetaren Scheibe auf die Gaskomponente einen Widerstand ausüben könnte – ein Prozess, der als „aerodynamischer Widerstand“ bekannt ist Rückreaktion”. Während Gas typischerweise einen hemmenden Einfluss auf Staubpartikel hat, insbesondere in staubigen Ringen, kann das Gegenteil der Fall sein.

Dieser Effekt wurde von Astronomen bis vor kurzem weitgehend ignoriert, da er im Allgemeinen ziemlich vernachlässigbar ist. Aber wie das Team feststellte, ist es ein wichtiger Faktor bei protoplanetaren Scheiben, die für ihre unglaublich staubigen Umgebungen bekannt sind. In diesem Szenario besteht die Wirkung der Rückreaktion darin, sich nach innen bewegende Staubkörner zu verlangsamen und Gas nach außen zu drücken, wo es Hochdruckbereiche – d.h. “Staubfallen” bildet.

Nachdem sie diese Effekte berücksichtigt hatten, zeigten ihre Simulationen, wie sich Planeten in drei grundlegenden Stadien bilden. In der ersten Stufe wachsen Staubkörner an Größe und bewegen sich nach innen in Richtung des Zentralsterns. Im zweiten sammeln sich die nun kieselgroßen größeren Körner an und verlangsamen sich. In der dritten und letzten Stufe wird das Gas durch die Rückreaktion nach außen gedrückt, wodurch die Staubfallenbereiche entstehen, in denen es sich ansammelt.

Diese Fallen ermöglichen es den Kieselsteinen dann, sich zu Planetesimalen und schließlich zu planetengroßen Welten zu aggregieren. Mit diesem Modell haben Astronomen jetzt eine solide Vorstellung davon, wie sich die Planetenentstehung von Staubscheiben zu Planetesimalen entwickelt. Neben der Klärung einer Schlüsselfrage, wie das Sonnensystem entstanden ist, könnte sich diese Art von Forschung für die Erforschung von Exoplaneten als entscheidend erweisen.

Boden- und weltraumgestützte Observatorien haben bereits das Vorhandensein dunkler und heller Ringe festgestellt, die sich in protoplanetaren Scheiben um ferne Sterne bilden – von denen man annimmt, dass es sich um Staubfallen handelt. Diese Systeme könnten Astronomen die Möglichkeit bieten, dieses neue Modell zu testen, während sie beobachten, wie Planeten langsam zusammenkommen. Wie Dr. Gonzalez sagte:

“Wir waren begeistert, als wir entdeckten, dass sich mit den richtigen Zutaten spontan Staubfallen in einer Vielzahl von Umgebungen bilden können. Dies ist eine einfache und robuste Lösung für ein seit langem bestehendes Problem bei der Planetenentstehung.”

Hinter den Kulissen der protostellaren Scheibenbildung

Dieses Bild zeigt die protoplanetare Scheibe, die den jungen Stern HL Tauri umgibt, und zeigt Unterstrukturen innerhalb der Scheibe, die noch nie zuvor gesehen wurden. Es zeigt sogar die möglichen Positionen von Planeten, die sich in den dunklen Flecken innerhalb des Systems bilden. Bildnachweis: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO). Lange Zeit hat sich die Bildung protostellarer Scheiben &mdash als Voraussetzung für die Entstehung von Planetensystemen um Sterne &mdash den theoretischen Astrophysikern widersetzt: In einer dichten, kollabierenden Gas- und Staubwolke würde auch das Magnetfeld ins Zentrum gezogen in einer Bremswirkung. Kaum eine drehgelagerte Scheibe kann sich auf diese Weise bilden, es sei denn, die winzigen Körner werden durch Wachsen oder Koagulieren zu größeren Körnern aus der Wolke entfernt. Das ist das Ergebnis einer neuen Studie, die von Forschern des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik und anderen Intuitionen veröffentlicht wurde. Die realistischeren Simulationen berücksichtigen nun nicht-ideale Magneto-Hydrodynamik und Ionisationschemie, um eine rotationsgestützte protostellare Scheibe zu bilden. Dieses Bild zeigt ein Farbkomposit aus sichtbaren und nahen Infrarotbildern der dunklen Wolke Barnard 68. Es wurde im März 1999 mit dem 8,2-Meter-VLT-ANTU-Teleskop und dem Multimode-Instrument FORS1 aufgenommen. Bei diesen Wellenlängen ist die kleine Wolke vollständig undurchsichtig wegen der verdeckenden Wirkung von Staubpartikeln in seinem Inneren. Bildnachweis: ESO. Obwohl in der Umgebung junger stellarer Objekte häufig rotationsunterstützte Scheiben beobachtet werden, haben theoretische Studien die Bildung solcher Scheiben als schwierig erwiesen. Das Hauptproblem ist das Magnetfeld in der interstellaren Materie, das selbst bei moderaten Magnetfeldstärken zur sogenannten “magnetischen Bremskatastrophe” führen wird. In Modellen mit idealer Magneto-Hydrodynamik (MHD) wird das Gas im Magnetfeld „eingefroren“ und die Feldlinien werden durch das kollabierende Gas in Richtung Zentrum gezogen, wodurch ein sanduhrförmiges Magnetfeld entsteht. Stark eingeklemmte Feldlinien verbinden Materialien in der Umgebung des Sterns und die in der Hülle viel weiter draußen und übertragen den Drehimpuls vom Zentrum weg. Selbst in nicht idealen MHD-Modellen, bei denen neutrale Materie relativ zum Magnetfeld driften darf, bleibt die Bildung von drehbar gelagerten Scheiben schwierig, wenn eine Standard-Ionisationschemie zur Berechnung der nicht idealen MHD-Effekte verwendet wird. Der Kollaps einer rotierenden Molekülwolke führt zur Bildung einer großen rotierenden Scheibe, wenn sehr kleine Körner entfernt werden. Die starke magnetische Bremsung bei sehr kleinen Körnern unterdrückt die Bildung einer solchen Scheibe. Bildnachweis: MPE. “Das Problem sind die winzigen Staubkörner, wenn sie nicht vorhanden sind, erhalten wir eine rotierende Scheibe,”, erklärt Bo Zhao, Hauptautor des jetzt in MNRAS veröffentlichten Papiers. “Diese winzigen Körner, die leicht durch Absorption von Ionen und Elektronen aufgeladen werden, sind sowohl bei der Kopplung an das Magnetfeld als auch bei der Kollision mit ihren umgebenden Molekülen effektiv. Mit anderen Worten, die neutrale Materie ist aufgrund dieser winzigen Körner noch relativ gut an das Magnetfeld gekoppelt. Wenn wir sie jedoch entfernen, koppeln die größeren Körner nicht so effektiv und die neutrale Materie der Wolke kann viel schneller durch die magnetischen Feldlinien schleichen und schließlich eine Scheibe mit ausreichender Rotationsunterstützung bilden.” Das Diagramm links zeigt die Dichteverteilung in einer kollabierenden Gaswolke für die Standardkorngrößenverteilung. Trotz der Konzentration zum Zentrum hin ist die Scheibe nicht drehgelagert, d. h. nicht stabil genug, um Sterne und Planeten zu bilden. Das rechte Diagramm zeigt dasselbe, jedoch mit entfernten kleinsten Körnern. In diesem Fall führt der Drehimpulseinfluss auf die Scheibe zu einer viel größeren, drehgelagerten Scheibe. Klicken Sie auf das Bild für eine Vollversion. Bildnachweis: MPE. Interstellare Molekülwolken bestehen sowohl aus Gas- als auch aus Staubkörnern mit einer “-Standard”-Verteilung der Korngrößen, die eine große Population von Körnern im Nanometerbereich umfasst. Eine solche Größenverteilung repräsentiert jedoch möglicherweise nicht den dichteren Teil der Molekülwolken. In kalten, dichten Molekülwolken können sich winzige Nanometer-Körner wie große Moleküle verhalten und an der Oberfläche größerer Staubkörner gefrieren. Eine weitere Unterstützung für diese Idee kommt auch von Beobachtungen im Zentimeterwellenlängenbereich, bei denen versucht wird, die Emission von sich drehenden Staubkörnern zu erkennen.

“Wenn Körner meistens größer als 0,1 Mikrometer sind, können die rotierenden Scheiben massiv genug werden, um sich selbst zu gravitieren und sich zu Ringen zu entwickeln,”, sagt Zhao. “Eine solche Struktur in 3D könnte leicht in mehrere Sternsysteme zerfallen, was auch die hohe Vielfalt an Sternen in unserer Milchstraße erklären könnte.”

“Es ist überraschend festzustellen, dass die Entfernung kleiner Staubkörner die ‘magnetische Bremskatastrophe’ bei der Scheibenbildung verhindern kann,”, sagt Paola Caselli, Co-Autorin des Papiers. “Dies ist ein Durchbruch in unserem Verständnis der Entstehung protoplanetarer Scheiben. Gleichzeitig zeigt es, dass Chemie und Mikrophysik für die grundlegenden Prozesse im Bereich der Sternen- und Planetenentstehung entscheidend sind.”

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Titel der Forschungsbox

Wir leben in einem ausgereiften Sonnensystem – acht Planeten und mehrere Zwergplaneten (wie Pluto) haben sich gebildet, letztere in der mit Gestein und Schutt gefüllten Region, die als Kuipergürtel bekannt ist. Wenn wir die Zeit zurückdrehen könnten, was würden wir bei der Entstehung unseres Sonnensystems sehen? Obwohl wir diese Frage nicht direkt beantworten können, können Forscher andere Systeme untersuchen, die sich aktiv bilden – zusammen mit Gas und Staub, die ihre noch entstehenden Sterne umgeben –, um mehr über diesen Prozess zu erfahren.

Ein Team unter der Leitung von Dr. Thomas Henning vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg wird das kommende James Webb-Weltraumteleskop der NASA einsetzen, um mehr als 50 planetenbildende Scheiben in verschiedenen Wachstumsstadien zu untersuchen, um festzustellen, welche Moleküle vorhanden und idealerweise vorhanden sind Gemeinsamkeiten lokalisieren und dabei helfen, unser Wissen über den Aufbau von Sonnensystemen zu formen.

Ihre Forschung mit Webb wird sich speziell auf die inneren Scheiben relativ naher, sich formender Systeme konzentrieren. Obwohl Informationen über diese Regionen von früheren Teleskopen erhalten wurden, entspricht keines der Empfindlichkeit von Webb, was bedeutet, dass viele weitere Details zum ersten Mal einfließen werden. Außerdem wird Webbs weltraumgestützter Standort etwa eine Million Meilen (1,5 Millionen Kilometer) von der Erde entfernt eine ungehinderte Sicht auf seine Ziele ermöglichen. „Webb wird einzigartige Daten liefern, die wir auf andere Weise nicht bekommen“, sagte Inga Kamp vom Kapteyn Astronomical Institute der Universität Groningen in den Niederlanden. "Seine Beobachtungen werden molekulare Inventare der inneren Scheiben dieser Sonnensysteme liefern."

Dieses Forschungsprogramm wird hauptsächlich Daten in Form von Spektren sammeln. Spektren sind wie Regenbögen – sie verteilen das Licht in seine Komponentenwellenlängen, um hochauflösende Informationen über die Temperaturen, Geschwindigkeiten und Zusammensetzungen des Gases und des Staubs zu liefern. Diese unglaublich reichhaltigen Informationen werden es den Forschern ermöglichen, weitaus detailliertere Modelle dessen zu erstellen, was in den inneren Scheiben vorhanden ist – und wo. „Wenn man auf diese Spektren ein Modell anwendet, kann man herausfinden, wo sich Moleküle befinden und welche Temperaturen sie haben“, erklärt Henning.

Diese Beobachtungen werden unglaublich wertvoll sein, um den Forschern dabei zu helfen, Ähnlichkeiten und Unterschiede zwischen diesen planetenbildenden Scheiben, die auch als protoplanetare Scheiben bekannt sind, zu identifizieren. "Was können wir aus der Spektroskopie lernen, was wir aus der Bildgebung nicht lernen können? Alles!" rief Ewine van Dishoeck von der Universität Leiden in den Niederlanden aus. "Ein Spektrum ist tausend Bilder wert."

Ein 'Berg' neuer Daten

Forscher haben seit langem protoplanetare Scheiben in einer Vielzahl von Lichtwellenlängen untersucht, vom Radio bis zum nahen Infrarot. Einige der vorhandenen Daten des Teams stammen vom Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) in Chile, das Radiolicht sammelt. ALMA zeichnet sich durch die Erstellung von Bildern der äußeren Scheiben aus. Wenn Sie die Spannweite ihrer äußeren Scheiben mit der Größe unseres Sonnensystems vergleichen, liegt diese Region hinter der Saturnbahn. Webbs Daten werden das Bild vervollständigen, indem sie Forschern helfen, die inneren Scheiben zu modellieren.

Some data already exist about these inner disks—NASA's retired Spitzer Space Telescope served as a pathfinder—but Webb's sensitivity and resolution are required to identify the precise quantities of each molecule as well as the elemental compositions of the gas with its data, known as spectra. "What used to be a very blurry peak in the spectrum will consist of hundreds if not thousands of detailed spectral lines," van Dishoeck said.

Webb's specialty in mid-infrared light is particularly important. It will enable researchers to identify the "fingerprints" of molecules like water, carbon dioxide, methane, and ammonia—which can't be identified with any other existing instruments. The observatory will also determine how starlight impacts the chemistry and physical structures of the disks.

Protoplanetary disks are complex systems. As they form, their mix of gas and dust is distributed into rings across the system. Their materials travel from the outer disk to the inner disk—but how? "The inner portion of the disk is a very dynamic place," explains Tom Ray of the Dublin Institute for Advanced Studies in Ireland. "It's not only where terrestrial-type planets form, but it's also where supersonic jets are launched by the star."

Jets emitted by the star lead to a mixing of elements in the inner and outer disks, both by sending out particles and permitting other particles to move inward. "We think that as material leaves, it loses its spin, or angular momentum, and that this allows other material to move inward," Ray continued. "These exchanges of material will obviously impact the chemistry of the inner disk, which we’re excited to explore with Webb."

Exciting Insights Await

One of the research team's targets is TW Hydrae, which lies 196 light-years from Earth. This protoplanetary disk is close enough for Webb to image—which it will do while blocking the star to more clearly identify forming planets. It will also return a slew of spectra to detail the molecules in its inner disk. Existing data show a prominent inner area cleared of debris, which is where planets may be forming. Henning's team hopes to identify and characterize them with Webb.

PDS 70 is farther at 370 light-years away. It also has a large gap in its inner ring, plus data have revealed that two forming planets, known as protoplanets, are present and gathering material. "Webb's mid-infrared measurements will help us refine what we know about them, as well as the material around them," Kamp explained.

With dozens of targets on their list, it's difficult for team members to play favorites. "I love them all," Henning said. "One question I'd like to answer concerns the connection between the composition of planet-forming disks and the planets themselves. With Webb, we will observe far more detail about which types of material are available for a potential planet to accrete."

After refining the data, his team will apply the discrete data points to models. "This will allow us to do a graphic reconstruction of these systems," he continued. These models will be shared with the astronomical community, enabling other scientists to examine the data, and make their own projections or glean new findings. These studies will be conducted through a Guaranteed Time Observations (GTO) program.

The James Webb Space Telescope will be the world's premier space science observatory when it launches in 2021. Webb will solve mysteries in our solar system, look beyond to distant worlds around other stars, and probe the mysterious structures and origins of our universe and our place in it. Webb is an international program led by NASA with its partners, ESA (European Space Agency) and the Canadian Space Agency.