Unser Sonnensystem

Entstehung unseres Sonnensystems

Es folgt eine chronologisch geordnete Übersicht zur Entstehung, Entwicklung, Aufbau und Zukunft unseres Sonnensystems.

Wichtiger Hinweis:
Einige Details der frühen Planetenentstehung sind gut belegt, andere sind noch Gegenstand aktiver Forschung und von daher nicht verifiziert. Besonders die genaue Reihenfolge einzelner Migrations- und Kollisionsereignisse wird in Modellen noch verfeinert.
Die NASA betont ausdrücklich, dass der Prozess im Detail noch nicht vollständig verstanden ist. ([NASA Science][1])

1. Chronologische Entwicklungsstadien unseres Sonnensystems

Ausgangspunkt: eine kalte Molekül- und Staubwolke

Vor etwa $4.6$ Milliarden Jahren begann unser Sonnensystem als Teil einer kalten interstellaren Gas- und Staubwolke, einer sogenannten solaren Urwolke oder solaren Nebelwolke. Diese Wolke bestand vor allem aus Wasserstoff und Helium sowie aus schwereren Elementen in Form von Staubteilchen. Solche Elemente waren bereits früher in älteren Sternen erzeugt worden und standen dann für eine neue Stern- und Planetenbildung bereit. NASA datiert den Beginn unseres Sonnensystems auf ungefähr
$4.6$ Milliarden Jahre vor heute. ([NASA Science][1])

Protoplanetare Scheiben als heutige Analoga der Frühphase ([NASA Science][2])

Gravitationskollaps der Gaswolke

Durch eine Störung, etwa eine Druckwelle aus der Umgebung, begann ein Teil dieser Wolke unter seiner eigenen Schwerkraft zu kollabieren. Beim Zusammenziehen wurde das Material dichter und heißer. Wegen der Drehimpulserhaltung begann die kollabierende Wolke immer schneller zu rotieren. Dadurch entstand keine Kugel, sondern zunehmend eine abgeflachte Struktur. Genau dieser Zusammenhang zwischen Kollaps, Rotation und Scheibenbildung ist ein Grundprinzip der Sternentstehung. ([European Southern Observatory][3])

Physikalische Vorgänge: Gravitation, Kompression, Erwärmung, Drehimpulserhaltung, beginnende Scheibenbildung.
([European Southern Observatory][3])

Vergrösserung: sichtbares Licht ([NASA Science][2])

Ring- und Lückenstrukturen in planetenbildenden Scheiben ([NASA Science][7])

Entstehung der Proto-Sonne im Zentrum

Im Zentrum sammelte sich der größte Teil der Masse. Dort bildete sich die Proto-Sonne, also die junge Vorstufe unserer Sonne.
Während Materie aus der Umgebung nach innen fiel, stiegen Temperatur und Druck im Inneren stark an.
Um die Proto-Sonne herum bildete sich eine rotierende protoplanetare Scheibe aus Gas und Staub. ([NASA Science][1])

NASA beschreibt, dass kleine feste Teilchen in dieser Scheibe zusammenklebten und allmählich zu größeren Körpern heranwuchsen. Die Scheibe war also der eigentliche Geburtsort der späteren Planeten, Monde, Asteroiden und Kometen. ([NASA Science][1])

NASA-Visualisierung einer protoplanetaren Scheibe ([NASA Science][4])

Vollständiger Film unter : [NASA Science][4] : Protoplanetary Disk

Zündung der Kernfusion in der jungen Sonne

Sobald im Zentrum genügend hohe Temperaturen und Drücke erreicht wurden, begann die Kernfusion:
Wasserstoffkerne verschmelzen zu Helium.
Damit wurde aus der Proto-Sonne ein echter Stern. ESA gibt an, dass die Sonne seit ihrer Geburt vor rund $4.6$ Milliarden Jahren Energie erzeugt und dabei pro Sekunde etwa $4$ Millionen Tonnen Wasserstoff verbraucht. ([esa.int][5])

Physikalischer Kernprozess: $4 H \rightarrow {He}_4 + \text{Energie}$

Diese Energie stabilisierte die Sonne gegen weiteren Kollaps. Gleichzeitig strahlte sie Licht, Wärme und Teilchenwind
in die Scheibe aus und beeinflusste damit direkt die weitere Planetenbildung. ([esa.int][5])

Bildung einer geordneten protoplanetaren Scheibe

Die Scheibe war nicht überall gleich. Nahe an der jungen Sonne war es heiß, weiter außen viel kälter. Das hatte enorme Folgen für die Zusammensetzung der entstehenden Körper. Im inneren Bereich konnten vor allem hitzebeständige Stoffe wie Metalle und Silikate fest bleiben. Weiter außen konnten zusätzlich Wasser, Ammoniak, Methan und andere flüchtige Stoffe als Eis kondensieren. Diese Temperaturtrennung ist zentral für den Unterschied zwischen kleinen Gesteinsplaneten innen und großen Gas- und Eisriesen außen. ([naturwissenschaften.ch][6])

Ein wichtiger Begriff ist die Schneelinie: Jenseits einer gewissen Entfernung von der jungen Sonne konnten Wassereis und andere flüchtige Stoffe dauerhaft existieren. Dort stand deutlich mehr festes Material zur Verfügung, was das Wachstum großer Planetenkörper erleichterte. ([naturwissenschaften.ch][6])

Staubkörner stoßen zusammen und kleben aneinander

Im nächsten Schritt kollidierten mikroskopische Staubteilchen miteinander. Durch elektrostatische Kräfte und später durch mechanisches Verhaken bildeten sie Aggregate, dann Körner, Kiesel und größere Brocken. Dieser Prozess wird oft als Koagulation oder Staubwachstum beschrieben. ([NASA Science][1])

Mit der Zeit entstanden Körper wachsender Größe. Diese Phase ist fundamental, denn ohne dieses anfängliche Verklumpen gäbe es keine Planetesimale und später keine Planeten. ([NASA Science][1])

Vollständiger Film unter : [NASA Science][4] : Protoplanetary Disk

Entstehung von Planetesimalen

Aus den größeren Brocken wurden schließlich Planetesimale: kilometer- bis viele kilometer große Urbausteine der Planeten.
NASA beschreibt, dass feste Objekte schließlich Größen von Meilen oder mehr erreichten und die Scheibe bevölkerten.
Diese Körper nennt man Planetesimale. ([NASA Science][1])

Physikalische Vorgänge:
Zusammenstöße, Anhaften, gravitative Fokussierung, wachsender Einfluss der Eigengravitation. ([NASA Science][1])

Wachstum zu planetaren Embryonen

Innerhalb von ungefähr $1$ Million Jahren nach der Bildung der Proto-Sonne führten Kollisionen zwischen Planetesimalen
laut NASA zur Bildung größerer Körper, sogenannter planetarer Embryonen, ungefähr von der Masse des Mars.
([NASA Science][1])

Ab hier spielte die Gravitation der wachsenden Körper eine immer stärkere Rolle. Größere Körper sammelten bevorzugt
weiteres Material ein. Man spricht hier von Akkretion. Diese Phase führte zu einer raschen Größenverteilung:
einige wenige Objekte wuchsen stark, viele kleinere blieben zurück. ([NASA Science][1])

Bildung der inneren Gesteinsplaneten

Im warmen inneren Sonnensystem entstanden aus den Embryonen die terrestrischen Planeten:
Merkur, Venus, Erde und Mars.
Weil es dort zu heiß für große Mengen an Wassereis und anderen flüchtigen Stoffen war, bestanden diese Planeten
vor allem aus Silikatgestein und Metall. ([naturwissenschaften.ch][6])

Die inneren Planeten durchliefen heftige Kollisionsphasen.
Dabei wurden ihre Bahnen, Rotationen, inneren Schichtungen und Oberflächen stark geprägt.
Die frühe Erde und der frühe Mond waren zeitweise geschmolzen: Differentiation trennte schweres Material
wie Eisen nach innen und leichtere Silikate nach außen. ([NASA Science][8] / [NASA Science][9])

Bildung der Kerne von Jupiter und Saturn

Jenseits der Schneelinie stand viel mehr festes Material zur Verfügung, darunter auch Eis. Dort konnten größere Kerne schneller entstehen. Eine gängige Erklärung ist, dass sich zuerst massive Kerne bildeten und diese dann das umgebende Gas der Scheibe anzogen. Die Schweizer Übersicht zur Sonnensystementstehung nennt als kritische Größenordnung etwa $10$ Erdmassen, ab der starke Gasakkretion einsetzen kann. ([naturwissenschaften.ch][6])

So entstanden Jupiter und Saturn als Gasriesen, dominiert von Wasserstoff und Helium. NASA beschreibt Jupiter zudem als den größten und ältesten Planeten unseres Sonnensystems, entstanden aus Staub und Gasen, die bei der Sonnenbildung übrig blieben. ([NASA Science][14])

Bildung von Uranus und Neptun

Weiter außen entstanden Uranus und Neptun, die man oft als Eisriesen bezeichnet. Sie besitzen ebenfalls Wasserstoff und Helium, enthalten relativ aber deutlich mehr „Eis“-Bestandteile wie Wasser, Ammoniak und Methan als Jupiter und Saturn.
Diese äußeren Planeten formten sich in einer kalten Region der Scheibe. ([NASA Science][17])

Entstehung von Monden, Ringen und kleineren Begleitkörpern

Parallel zur Planetenbildung entstanden auch Monde.
Ein Teil bildete sich vermutlich in kleinen Scheiben um junge Großplaneten, andere wurden eingefangen,
wieder andere entstanden durch große Einschläge.
NASA fasst zusammen, dass unser Sonnensystem heute Hunderte bekannte Monde besitzt,
und dass sogar manche Asteroiden Monde haben. ([NASA Science][19])

Monde im Sonnensystem ([NASA Science][19])

Aufräumphase: Sonnenwind und Strahlung blasen Restgas fort

Nach einigen Millionen Jahren wurde das Restgas der Scheibe durch Strahlung des jungen Sterns und durch Einflüsse benachbarter Sterne weitgehend zerstreut. NASA formuliert, dass nach weiteren wenigen Millionen Jahren die restlichen Gase der Scheibe verteilt oder weggeblasen waren und danach überwiegend feste Körper zurückblieben. ([NASA Science][1])

Damit endete die Hauptphase der Gasplanetenbildung. Ab diesem Zeitpunkt dominierten Kollisionen, Bahnstörungen, Einfangprozesse und langsame dynamische Umordnungen der verbleibenden Körper. ([NASA Science][1])

Späte Kollisions- und Bombardementphase

Nach dem Verschwinden des Gases gab es weiterhin zahlreiche Zusammenstöße. Ein Teil der ursprünglichen Planetesimale wurde zu Planeten eingebaut, ein Teil blieb als Asteroiden, Kometen und andere Kleinkörper erhalten. Andere wurden aus dem inneren Sonnensystem herausgestreut oder in äußere Reservoire verlagert. NASA beschreibt ausdrücklich, dass die verbliebenen festen Objekte weiter kollidierten, zerbrachen, verschmolzen und so die heute sichtbaren Populationen formten. ([NASA Science][1])

Ausbildung des Asteroidengürtels

Zwischen Mars und Jupiter blieb ein großer Vorrat kleiner Körper zurück: der Haupt-Asteroidengürtel. NASA erklärt, dass die Asteroiden ursprüngliche „Bausteine“ der inneren Planeten sind, die sich nicht zu einem großen Planeten vereinigt haben. Die Gesamtmasse aller Asteroiden zusammen ist kleiner als die Masse unseres Mondes. ([NASA][20])

Ein wichtiger physikalischer Grund ist der gravitative Einfluss Jupiters: Seine Störungen erschwerten in diesem Bereich den Zusammenschluss zu einem weiteren Planeten. ([NASA Science][21])

Ausbildung des Kuipergürtels

Jenseits der Bahn Neptuns blieb eine große Region eisreicher Körper erhalten: der Kuipergürtel. NASA gibt für diesen Bereich ungefähr $30 - 55$ AE an und schätzt dort Hunderttausende größere eisige Körper sowie sehr viele Kometenkerne. Diese Objekte sind Überreste der frühen Planetenbildung im äußeren Sonnensystem. ([NASA Science][22])

Ausbildung der Oortschen Wolke

Noch weiter außen vermutet man die Oortsche Wolke, eine riesige kugelförmige Hülle eisiger Körper. NASA nennt Distanzen von etwa $5000 .. 100000$ AE. Wahrscheinlich wurden viele dieser Körper in der Frühzeit durch gravitative Wechselwirkungen mit den Riesenplaneten weit nach außen gestreut. Von dort können langperiodische Kometen ins innere Sonnensystem gelangen. NASA weist zugleich darauf hin, dass es wegen der extremen Entfernung keine direkten Bilder der Oortschen Wolke gibt; vorhandene Darstellungen sind daher meist Künstlerillustrationen. ([NASA Science][24])

Oortsche Wolke und Skalenbild des Sonnensystems ([NASA Science][25])

Übergang zum heutigen Sonnensystem

Nach dieser langen Frühgeschichte stellte sich schrittweise der heutige Aufbau ein: die Sonne im Zentrum, $8$ große Planeten, $5$ offiziell anerkannte Zwergplaneten, Hunderte Monde, Millionen Asteroiden, zahlreiche Kometen sowie äußere Reservoirs wie Kuipergürtel und Oortsche Wolke. NASA beschreibt das heutige Sonnensystem genau in diesem Sinn. ([NASA Science][26])

Künstlerische Übersicht unseres Sonnensystem (Amazon, wonderhouse))

2. Bestandteile unseres Sonnensystems heute

Die Sonne

Die Sonne enthält den überwältigenden Großteil der Masse des Sonnensystems und ist seine Energiequelle. In ihrem Kern läuft Kernfusion (Wasserstoff zu Helium). ESA nennt unter anderem einen Durchmesser von etwa $1392684$km, eine Oberflächentemperatur von etwa $5500$C und eine Kerntemperatur von etwa $15$ Millionen C ([esa.int][5]).

Sonne, Sonnenaufbau, Aktivität ([esa.int][5])

Die inneren Gesteinsplaneten

Merkur, Venus, Erde, Mars sind die inneren, überwiegend felsigen Planeten. Sie sind dichter, kleiner und metall- bzw. silikatreicher als die äußeren Riesenplaneten. ([NASA Science][9])

Die äußeren Riesenplaneten

Jupiter und Saturn sind Gasriesen, Uranus und Neptun Eisriesen. Sie bestehen nicht aus einer festen Oberfläche wie die Erde, sondern aus tiefen Atmosphären und komplexen inneren Schichtungen. Jupiter ist der größte Planet, Saturn berühmt für sein Ringsystem, Uranus für seine starke Achsenneigung und Neptun für extreme Winde. ([NASA Science][14])

Zwergplaneten

NASA nennt heute $5$ offiziell anerkannte Zwergplaneten im Sonnensystem: Ceres, Pluto, Haumea, Makemake, Eris. Zwergplaneten umkreisen die Sonne und sind annähernd rund, haben ihre Umlaufbahn aber nicht freigeräumt. ([NASA Science][9])

Zwergplaneten-Übersicht ([NASA Science][28])

Monde

Unser Sonnensystem hat Hunderte bekannte Monde; NASA nennt mehr als $891$ bestätigte Monde insgesamt, wenn man auch Monde um Zwergplaneten, Asteroiden und transneptunische Objekte mitzählt. Nicht alle Monde umkreisen klassische Planeten.
([NASA Science][29] / Mond- und Satellitenübersicht ([NASA Science][19]))

Asteroiden

Asteroiden sind überwiegend felsige oder metallreiche Kleinkörper. Viele befinden sich im Hauptgürtel zwischen Mars und Jupiter. Sie sind Überreste der Frühzeit des Sonnensystems und damit besonders wichtige „Zeitkapseln“ der Planetenentstehung.
([NASA][20] / Asteroidengürtel und Illustrationen ([NASA][20]))

Kometen

Kometen sind eisreiche Körper, die bei Annäherung an die Sonne eine Koma und oft einen Schweif entwickeln. Sie stammen vor allem aus dem Kuipergürtel oder aus der Oortschen Wolke und bewahren sehr ursprüngliches Material aus der Frühzeit des Sonnensystems. ([NASA Science][30] / Kometen-Übersicht und Galerien ([NASA Science][30])

Kuipergürtel

Der Kuipergürtel ist eine scheibenförmige äußere Region jenseits Neptuns. Er enthält viele eisige Restkörper und spielt eine zentrale Rolle für das Verständnis des frühen äußeren Sonnensystems. ([NASA Science][22] / Kuipergürtel ([NASA Science][23])

Oortsche Wolke

Die Oortsche Wolke ist die äußerste vermutete Reservoirregion des Sonnensystems. Sie ist extrem weit entfernt und daher nicht direkt fotografiert; NASA verweist auf Infografiken und Künstlerdarstellungen.
([NASA Science][31] / Oortsche Wolke ([NASA Science][25])

Meteoroiden und kleinere Restkörper

Neben den großen Gruppen gibt es zahllose kleinere Brocken, Staubteilchen und Meteoroiden. Sie sind Fragmente aus Kollisionen, Überreste früher Akkretion oder Material aus Kometenaktivität. NASA fasst das Sonnensystem ausdrücklich als System aus Sonne, Planeten, Zwergplaneten, Monden, Asteroiden, Kometen und Meteoroiden auf. ([NASA Science][26])

3. Zukünftige Entwicklung des Sonnensystems

Nächste Milliarden Jahre

Die Sonne wird noch ungefähr $5$ Milliarden Jahre weiter leuchten. ESA beschreibt, dass sie in dieser Zeit Wasserstoff fusioniert und sich im Verlauf ihrer Entwicklung verändert. ([esa.int][5])

Langsame Zunahme der Sonnenleuchtkraft

Im Verlauf der Sternentwicklung wird die Sonne heller. Das beeinflusst die Temperaturen auf den Planeten und macht die Erde langfristig immer lebensfeindlicher. ESA formuliert, dass die Sonne sich weiterentwickelt und schließlich zu einem Roten Riesen wird; schon davor nimmt ihre Entwicklung starken Einfluss auf die Erde. ([esa.int][32])

Roter-Riese-Phase

ESA gibt an, dass die Sonne bei einem Alter von ungefähr $10 .. 11$ Milliarden Jahren zum Roten Riesen wird. Dabei wächst ihr Radius stark an. ESA schreibt ausdrücklich, dass sie dabei die Ozeane der Erde verdampfen und möglicherweise sogar die Erde verschlingen könnte. ([esa.int][33])

Ende der Sonnenentwicklung: Weißer Zwerg

Nach der Roten-Riesen-Phase wird die Sonne ihre äußeren Schichten abstoßen und schließlich als Weißer Zwerg enden. ESA beschreibt dies als Endpunkt der Entwicklung eines Sterns wie unserer Sonne. ([esa.int][34])

Langfristiges Schicksal der Planeten und Kleinkörper

Die inneren Bereiche des Sonnensystems werden durch die spätere Ausdehnung der Sonne massiv verändert. Innere Planeten dürften zerstört oder zumindest extrem umgeformt werden. Äußere Kleinkörperreservoire wie Kuipergürtel und Oortsche Wolke bleiben gravitationsgebunden grundsätzlich länger erhalten, können aber über sehr lange Zeiträume durch Sternvorbeiflüge, galaktische Gezeiten und interne Störungen ausgedünnt werden. Der genaue Ablauf über sehr große Zeiträume ist modellabhängig, aber die grobe Richtung ist klar: Das heutige Sonnensystem ist kein statisches Endprodukt, sondern entwickelt sich weiter. ([esa.int][32])

Zusammenfassung

Gas- und Staubwolke $\rightarrow$ Gravitationskollaps $\rightarrow$ Proto-Sonne
$\rightarrow$ protoplanetare Scheibe $\rightarrow$ Staubwachstum $\rightarrow$ Planetesimale $\rightarrow$ planetare Embryonen
$\rightarrow$ Gesteinsplaneten innen, Gas- und Eisriesen außen
$\rightarrow$ Restgürtel aus Asteroiden, Kuipergürtel und Oortscher Wolke
$\rightarrow$ heutiges Sonnensystem
$\rightarrow$ spätere Rot-Riese-Phase der Sonne $\rightarrow$ Weißer Zwerg. ([NASA Science][1])