Anhang 4:

Der Ursprung des Sonnensystems

von Frank Crary, CU Boulder

Nachfolgend ein kurzer Abriß über die aktuelle Theorie über die Ereignisse in der frühen Geschichte des Sonnensystems:

1. Eine Wolke interstellaren Gases und/oder Staub (der „Sonnennebel“) wird gestört und kollabiert unter seiner eigenen Gravitation. Die Störung könnte etwa von der Schockwelle einer nahegelegenen Supernova herrühren.
2. Während die Wolke kollabiert, erhitzt und komprimiert sie das Zentrum. Sie heizt sich stark genug auf, um den Staub zu verdampfen. Die erste Phase des Kollaps dauerte vermutlich weniger als 100.000 Jahre.

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3. Das Zentrum erhitzt sich genug, um ein Protostern zu werden, und Rest des Gases umkreist/umfließt ihn. Bei weitem das meiste Gas fließt und ergänzt den sich bildenden Stern, aber es rotiert. Die Zentrifugalkraft verhindert, daß Teile des Gases den in Bildung begriffenen Stern erreicht. Statt dessen bildet sich eine Akkretionsscheibe um den Stern. Die Scheibe strahlt ihre Energie ab und kühlt aus.
4. Erster Haltepunkt. Abhängig von Details könnte der gasumflossene Stern/Protostern instabil sein und unter seiner eigenen Schwerkraft in sich zusammenstürzen. Das ergibt einen Doppelstern. Wenn das nicht passiert ...
5. Das Gas kühlt sich soweit ab bis Metall und Gestein und (weit ab vom sich bildenden Stern) Eis in kleine Partikel auskondensieren. (Teile des Gases kehren zurück zu Staub). Die Metalle kondensieren sehr bald nach Bildung der Akkretionsscheibe aus (etwa vor 4,55-4,56 Milliarden Jahren nach Isotopenbestimmungen an bestimmten Meteoren); das Gestein kondensiert etwas später (etwa vor 4,4 - 4,55 Milliarden Jahren).
6. Die Staubpartikel kollidieren und formen größere Teilchen. Dies setzt sich bis zur Größe von Felsbrocken und kleinen Asteroiden fort.
7. Fortlaufendes Wachstum. Wenn Körper groß genug geworden sind, um eine nicht unerhebliche Schwerkraft auszuüben, steigt die Geschwindigkeit ihres Wachstums. Ihre Schwerkraft (obwohl noch sehr klein) gibt ihnen einen Vorsprung gegenüber kleineren Teilchen; sie ziehen weitere, kleinere Partikel an sich und binnen sehr kurzer Zeit haben sie die gesamte feste Masse in der Nähe ihrer Umlaufbahn angesammelt. Wie groß sie letztlich werden, hängt von der Entfernung zum Stern und von der Dichte und Zusammensetzung des protoplanetarischen Nebels ab. Theorien gehen von der Größe eines schweren Asteroiden bis Mondgröße im Innern und ein- bis fünfzehnfacher Erdgröße im äußeren Sonnensystem aus. Es gäbe einen gewaltigen Sprung in der Größe irgendwo zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter: Die Energie der Sonne hätte ein Auskristallisieren von Eis in der Umgebung verhindert, so daß feste, klumpende Masse jenseits dieser kritischen Entfernung zur Sonne viel häufiger wäre. Man glaubt, die Bildung dieser „Planetenvorläufer“ dauerte ein paar hunderttausend bis etwa zwanzig Millionen Jahre, wobei die äußeren am längsten zur Formung benötigten.
8. Zwei Punkte und der zweite Halt. Wie groß waren diese Protoplaneten und wie schnell formten sie sich? Etwa zur selben Zeit, also etwa eine Million Jahre nach Abkühlen des Nebels würde der Stern einen sehr starken Sonnenwind erzeugen, der das gesamte verbliebene Gas im protoplanetaren Nebel fortfegen würde. Wenn ein Protoplanet früh groß genug wäre, würde er das Gas des Nebels anziehen und sich zum Gasriesen entwickeln. Wenn nicht, würde er aus Stein und Eis bestehen.
9. Zu diesem Zeitpunkt würde sich das Sonnensystem aus massiven, protoplanetaren Körpern und Gasriesen bestehen. Die „Zwergplaneten“ würden langsam miteinander kollidieren und schwerer werden.
10. Schließlich nach ein paar zehn bis hundert Millionen Jahren verbleibt man bei etwa zehn Planeten in stabilen Umlaufbahnen, und das ist das Sonnensystem. Diese Planeten und ihre Oberflächen können stark von der letzten Kollision gezeichnet sein (z.B. der hauptsächlich aus Metall bestehende Merkur oder der Mond).

Bemerkung: Dies war die gültige Theorie in ihrer Form vor Entdeckung extrasolarer Planeten. Die Entdeckungen passen nicht zur theoretischen Vorhersage. Das kann zum einen an Beobachtungseigenheiten (seltsame Sonnensysteme könnten einfacher von der Erde aus zu beobachten sein) oder an Problemen mit der Theorie liegen (möglicherweise subtile Einzelheiten, jedoch nichts Grundsätzliches).

Mehr über Planetenentstehung

• Auszug aus Das Sonnensystem von Ben Schwarz und Team

Es ist vorstellbar, Sonnenschutzfolien auf ungewöhnliche Weise einzusetzen, um den Ursprung des Sonnensystems besser erforschen zu können. Hintergrund ist der Sonnenwind, den man mit Hilfe einer Folie aufnimmt, die aufgespannt wie ein Segel wirkt. Der Wind würde eine Sonde im luftleeren Raum auf sehr hohe Geschwindigkeiten bringen. Darüber hinaus schützt ein solches Segel gleichzeitig die Technik vor der direkten Sonneneinstrahlung. Bis zu einer bestimmten Entfernung ließe sich das Ganze sogar per Funk oder Programmierung steuern.

Als unser Sonnensystem entstand, wurden unvorstellbare Energien frei, gerade im elektromagnetischen Bereich. Vermutlich könnte kein von Menschenhand erschaffenes Gerät eine solche Messung überstehen, was Techniker aber nicht daran hindert, mit Hilfe von Computern Hochrechnungen anzustellen. Ebenso unvorstellbar kleine Energieströme gibt es. Nicht wahrnehmbar, aber messbar. Im elektrotechnischen Bereich misst man beispielsweise mit einem Impedance Analyzer den elektrischen Widerstand für Wechselstrom in kleinsten Stärken. Ob Obst, wie beispielsweise Äpfel und Bananen, oder auch Gemüse einen elektrischen Widerstand hat, könnte man damit nachweisen.

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