Der Prozess, bei dem kleine felsige oder eisige Körper kollidieren und größere Protoplaneten bilden
1. Einführung: Von Staubkörnern zu Planetesimalen
Ein neuer Stern formt sich in einer molekularen Wolke, umgeben von einer protoplanetaren Scheibe – bestehend aus Gas und Staub – die die Hauptrohstoffquelle für die Planetenbildung darstellt. Der Weg von Staubkörnern mit Mikrongröße bis hin zu erdgroßen oder sogar jupitergroßen Planeten ist jedoch alles andere als einfach. Die Planetesimalakkretion verbindet die frühe Staubentwicklung (Kornwachstum, Fragmentierung und Zusammenhalt) mit der Entstehung von kilometer- bis hunderte Kilometer großen Körpern, den sogenannten Planetesimalen. Sobald Planetesimale entstanden sind, ermöglichen gravitative Wechselwirkungen und Kollisionen ihr Wachstum zu Protoplaneten, die schließlich die Anordnung der sich entwickelnden Planetensysteme bestimmen.
- Warum das wichtig ist: Planetesimale sind die "Bausteine" aller felsigen und vieler gasförmiger Planetenkerne. Sie existieren auch in heutigen Körpern wie Asteroiden, Kometen und Kuipergürtelobjekten.
- Herausforderungen: Einfache Kollisions- und Haftungsschemata stoppen im Zentimeter- bis Meterbereich aufgrund schädlicher Kollisionen oder schneller radialer Drift. Vorgeschlagene Lösungen – Streaming-Instabilität oder „Pebble“-Akkretion – ermöglichen es, diese "Meter-Barriere" zu umgehen.
Kurz gesagt ist die Akkretion von Planetesimalen eine entscheidende Phase, die aus kleinen, submillimeter-großen Körnern in der Scheibe die Keime zukünftiger Planeten schafft. Dieses Verständnis beantwortet, wie Welten wie die Erde (und wahrscheinlich viele Exoplaneten) aus kosmischem Staub entstanden sind.
2. Die erste Barriere: Wachstum von Staub zu meter-großen Objekten
2.1 Staubkoagulation und Zusammenhalt
Staubkörner in der Scheibe beginnen im Mikrometermaßstab. Sie können sich zu größeren Strukturen verbinden:
- Brown'sche Bewegung: Geringfügige Kollisionen zwischen Körnern verlaufen langsam, sodass sie durch van-der-Waals- oder elektrostatische Kräfte zusammenhalten können.
- Turbulente Bewegungen: In einer turbulenten Scheibenumgebung treffen etwas größere Körner häufiger aufeinander, was die Bildung von mm–cm großen Ansammlungen ermöglicht.
- Eispartikel: Jenseits der Frostgrenze können Eishüllen ein effektiveres Zusammenhaften fördern und so das Wachstum der Körner beschleunigen.
Solche Kollisionen können "lockere" Ansammlungen erzeugen, die bis zu millimeter- oder zentimetergroß wachsen. Mit zunehmender Korngröße steigt jedoch auch die Kollisionsgeschwindigkeit. Überschreiten diese Geschwindigkeits- oder Größengrenzen, können Kollisionen die Ansammlungen zerstören, anstatt sie wachsen zu lassen, was zu einer teilweisen Sackgasse führt (genannt "Fragmentationsbarriere"). [1], [2].
2.2 Meter-Barriere und Radialdrift
Selbst wenn es den Körnern gelingt, auf cm–m Größe zu wachsen, stehen sie vor einer weiteren großen Herausforderung:
- Radialdrift: Aufgrund des Drucks rotieren die Gase in der Scheibe etwas langsamer als mit Keplergeschwindigkeit, wodurch feste Körper Drehimpuls verlieren und spiralförmig auf den Stern zusteuern. Meter große Partikel können innerhalb von ~100–1000 Jahren vom Stern verloren gehen, ohne sich zu Planetesimalen zu formen.
- Fragmentation: Größere Ansammlungen können durch höhere Kollisionsgeschwindigkeiten zerfallen.
- Abprall: In manchen Situationen prallen Partikel nur ab, ohne ein effektives Wachstum zu bewirken.
Daher ist ein schrittweises Wachstum der Körner zu kilometergroßen Planetesimalen schwierig, wenn destruktive Kollisionen und Drift vorherrschen. Die Lösung dieses Dilemmas ist eine der zentralen Fragen der modernen Planetenentstehungstheorie.
3. Wie man Wachstumsbarrieren überwindet: vorgeschlagene Lösungen
3.1 Streaming-Instabilität
Ein möglicher Mechanismus ist die Streaming-Instabilität (engl. streaming instability, SI). Im Fall von SI:
- Kollektive Wechselwirkung von Partikeln und Gas: Partikel lösen sich etwas vom Gas und bilden lokale Überlastungen.
- Positives Feedback: Lokale Partikelkonzentrationen beschleunigen den Gasfluss, indem sie den Gegenwind verringern, wodurch die Partikelkonzentration weiter zunimmt.
- Gravitativer Kollaps: Schließlich können dichte Klumpen durch ihre eigene Gravitation kollabieren und so langsame, schrittweise Kollisionen vermeiden.
Ein solcher gravitativer Kollaps erzeugt schnell 10–100 km große Planetesimale, die entscheidend für die frühe Protoplanetenbildung sind [3]. Numerische Modelle zeigen stark, dass die Streaming-Instabilität ein zuverlässiger Weg zur Planetesimalbildung sein kann, besonders wenn das Staub-Gas-Verhältnis erhöht ist oder Druckbuckel feste Partikel konzentrieren.
3.2 „Kiesel“ (pebble) Akkretion
Eine weitere Methode ist die „Kiesel“-Akkretion, bei der protoplanetare Keime (~100–1000 km) mm–cm große Partikel einsammeln, die in der Scheibe fliegen:
- Bondi/Hill-Radius: Wenn ein Protoplanet groß genug ist, dass seine Hill-Sphäre oder sein Bondi-Radius „Kiesel“ einfangen kann, können die Akkretionsraten sehr hoch sein.
- Wachstumseffizienz: Eine geringe relative Geschwindigkeit zwischen Kieseln und Kern ermöglicht es einem großen Teil der „Kiesel“, anzudocken, wodurch die Notwendigkeit schrittweiser Kollisionen zwischen ähnlich großen Partikeln umgangen wird [4].
Die Akkretion von „Kieseln“ kann in der Protoplanetenphase wichtiger sein, ist aber auch mit primären Planetesimalen oder verbliebenen „Samen“ verbunden.
3.3 Substrukturen der Scheibe (Druck-„Buckel“, Wirbel)
ALMA-entdeckte ringförmige Strukturen deuten auf mögliche Staub-„Fallen“ hin (z. B. Druckmaxima, Wirbel), in denen sich Partikel ansammeln. Solche lokal dichten Bereiche können durch Streaming-Instabilität kollabieren oder einfach Kollisionen stark fördern. Solche Strukturen helfen, radialen Drift zu vermeiden, indem sie „Platz schaffen“ für Staubansammlungen. Über Tausende von Umläufen können in diesen Staubfallen Planetesimale entstehen.
4. Weiteres Wachstum über Planetesimale hinaus: Bildung von Protoplaneten
Sobald Körper in Kilometergröße vorhanden sind, werden Kollisionen durch gravitative „Konzentration“ noch häufiger:
- Unkontrolliertes (runaway) Wachstum: Die größten Planetesimale wachsen am schnellsten – es beginnt das „oligarchische“ Wachstum zu dominieren. Eine kleine Anzahl großer Protoplaneten kontrolliert die lokalen Ressourcen.
- Beschleunigung / „Dämpfung“: Wechselwirkungen und Gasreibung verringern zufällige Geschwindigkeiten, fördern dabei eher die Akkretion als die Zerstörung.
- Zeitskala: In inneren (terrestrischen) Regionen können Protoplaneten innerhalb weniger Millionen Jahre entstehen, wobei einige Embryonen zurückbleiben, die später durch Kollisionen die endgültigen felsigen Planeten bilden. In äußeren Bereichen benötigen die Kerne der Gasriesen eine noch schnellere Entwicklung, um die Gase der Scheibe aufnehmen zu können.
5. Beobachtungs- und Laborbelege
5.1 Verbleibende Objekte in unserem Sonnensystem
In unserem System sind Asteroiden, Kometen und Objekte des Kuipergürtels als unvollständige Akkretionsplanetesimale oder teilweise gebildete Körper erhalten geblieben. Ihre Zusammensetzung und Verteilung ermöglichen das Verständnis der Bedingungen der Planetesimalbildung im frühen Sonnensystem:
- Asteroidengürtel: Im Bereich zwischen Mars und Jupiter finden sich Körper unterschiedlicher chemischer Zusammensetzung (felsig, metallisch, kohlenstoffhaltig), Überreste einer unvollständigen Planetesimalentwicklung oder durch Jupiters Gravitation gestörte Bahnen.
- Kometen: Eisige Planetesimale jenseits der Schneelinie, die ursprüngliche flüchtige Verbindungen und Staub aus dem äußeren Scheibenteil bewahren.
Ihre isotopischen Signaturen (z. B. Sauerstoffisotope in Meteoriten) offenbaren die lokale Chemie der Scheibe und radiale Mischprozesse.
5.2 Scheiben von Überresten von Exoplaneten
Beobachtungen von Trümmerscheiben (Staubscheiben) (z. B. mit ALMA oder Spitzer) um ältere Sterne zeigen Ringe, in denen Planetesimale kollidieren. Ein bekanntes Beispiel ist das β Pictoris-System mit einer riesigen Staubscheibe und möglichen "Knötchen" von (planetesimalen) Körpern. Jüngere, protoplanetare Systeme enthalten mehr Gas, ältere weniger, wobei Kollisionen zwischen verbleibenden Planetesimalen dominieren.
5.3 Laborversuche und Teilchenphysik
Fallturm- oder Mikrogravitationsversuche untersuchen Kollisionen von Staubkörnern – wie Körner bei bestimmten Geschwindigkeiten aneinander haften oder abprallen. Größere Experimente erforschen die mechanischen Eigenschaften von cm-großen Aggregaten. Gleichzeitig integrieren HPC-Simulationen diese Daten, um zu sehen, wie der Umfang der Kollisionen wächst. Informationen über Fragmentationsraten, Haftschwellen und Staubzusammensetzung ergänzen Modelle der Planetesimalbildung [5], [6].
6. Zeitskalen und Zufall
6.1 Schnell gegen langsam
Je nach Scheibenzustand können Planetesimale schnell (innerhalb von Tausenden Jahren) durch Streaming-Instabilität entstehen oder langsamer, wenn das Wachstum durch weniger häufige Kollisionen begrenzt wird. Die Ergebnisse variieren stark:
- Äußerer Teil der Scheibe: Geringe Dichte verlangsamt die Bildung von Planetesimalen, aber Eis erleichtert das Verkleben.
- Innerer Teil der Scheibe: Höhere Dichte fördert Kollisionen, aber höhere Geschwindigkeit erhöht das Risiko schädlicher Einschläge.
6.2 „Der zufällige Weg“ zu den Protoplaneten
Als sich Planetenkerne zu bilden begannen, verursachte ihre gravitative Wechselwirkung chaotische Kollisionen, Verschmelzungen oder Auswürfe. In einigen Regionen können sich schnell große Embryonen bilden (z. B. Mars-große Protoplaneten im inneren System). Sobald genügend Masse angesammelt ist, kann sich die Systemarchitektur "festsetzen" oder sich weiterhin durch gewaltige Kollisionen verändern, wie im Szenario der Kollision zwischen Erde und Theia angenommen, das die Entstehung des Mondes erklärt.
6.3 Vielfalt der Systeme
Beobachtungen von Exoplaneten zeigen, dass in einigen Systemen nahe der Sternen Super-Erden oder heiße Jupiter entstehen, während anderswo breite Orbits oder Resonanzketten erhalten bleiben. Unterschiedliche Entstehungsgeschwindigkeiten und Migrationsprozesse von Planetesimalen können unerwartet verschiedene planetare Konfigurationen hervorbringen, selbst bei geringen Unterschieden in Scheibenmasse, Drehimpuls oder Metallizität.
7. Hauptrollen der Planetesimale
7.1 Kerne für Gasriesen
Im äußeren Scheibenzone, wenn Planetesimale etwa ~10 Erdmassen erreichen, können sie Wasserstoff-Helium-Umgebungsschichten anziehen und Jupiter-ähnliche Gasriesen bilden. Ohne einen Planetesimalkern kann die Gasakkretion zu langsam sein, bevor die Scheibe sich auflöst. Daher sind Planetesimale im Modell der Kernakkretion für die Bildung von Gasriesen besonders wichtig.
7.2 Flüchtige Verbindungen
Planetesimale, die jenseits der Schneelinie entstanden sind, enthalten viel Eis und Flüchtige. Später können sie durch Auswurf oder späte Kollisionen Wasser und organische Verbindungen in die inneren felsigen Planeten bringen und möglicherweise wesentlich zur Bewohnbarkeit beitragen. Das Wasser der Erde könnte teilweise von Planetesimalen oder Kometen aus dem Asteroidengürtel stammen.
7.3 Kleinere Überreste
Nicht alle Planetesimale verschmelzen zu Planeten. Einige bleiben als Asteroiden, Kometen oder Kuipergürtel-Objekte und Trojaner erhalten. Diese Populationen bewahren das ursprüngliche Scheibenmaterial und liefern „archäologische“ Belege für die Entstehungsbedingungen und -geschwindigkeiten.
8. Zukünftige Forschungen zur Planetesimalwissenschaft
8.1 Beobachtungserfolge (ALMA, JWST)
Hochauflösende Beobachtungen können nicht nur Substrukturen der Scheiben aufdecken, sondern auch Konzentrationen oder Filamente fester Partikel, die Flussinstabilitäten entsprechen. Eine detaillierte chemische Analyse (z. B. CO-Isotopologe, komplexe organische Verbindungen) in diesen Filamenten würde Bedingungen bestätigen, die für die Entstehung von Planetesimalen günstig sind.
8.2 Weltraummissionen zu kleinen Körpern
Missionen wie OSIRIS-REx (zur Rückführung von Bennu-Proben), Hayabusa2 (Ryugu), die bevorstehende Lucy (für Trojaner-Asteroiden) und Comet Interceptor erweitern das Verständnis der Zusammensetzung und inneren Struktur von Planetesimalen. Jede Probenrückführung oder nahe Vorbeiflug hilft, Modelle der Scheiben-Kondensation, Kollisionsgeschichten und das Vorkommen organischer Verbindungen zu verbessern und erklärt, wie Planetesimale entstanden und sich entwickelten.
8.3 Theoretische und rechnerische Verbesserungen
Bessere partikulare oder fluiddynamisch-kinetische Modelle werden mehr Möglichkeiten bieten, Strömungsinstabilitäten, die Physik von Staubkollisionen und Prozesse auf verschiedenen Skalen (von submm-Körnern bis zu mehrkilometerlangen Planetesimalen) zu verstehen. Mit Hilfe von Hochleistungs-HPC-Ressourcen können wir mikroskopische Details der Körnerinteraktion und das kollektive Verhalten von Planetesimalschwärmen verbinden.
9. Zusammenfassung und abschließende Bemerkung
Planetesimalakkretion ist eine entscheidende Phase, in der „kosmischer Staub“ zu greifbaren Welten wird. Beginnend mit mikroskopischen Staubkollisionen und endend mit Strömungsinstabilitäten, die die Bildung kilometergroßer Körper fördern, ist die Entstehung von Planetesimalen sowohl komplex als auch notwendig, um planetare Embryonen und schließlich voll entwickelte Planeten wachsen zu lassen. Beobachtungen in protoplanetaren und Trümmerscheiben sowie exemplarische Rückkehrproben von kleinen Körpern des Sonnensystems zeigen die chaotische Wechselwirkung von Kollisionen, Drift, Haftung und gravitativer Instabilität. In jeder Phase – von Staub über Planetesimale bis hin zu Protoplaneten – entfaltet sich ein sorgfältig inszenierter (wenn auch etwas zufälliger) Tanz der Materie, der von Gravitation, orbitaler Dynamik und Scheibenphysik bestimmt wird.
Indem wir diese Prozesse verbinden, verknüpfen wir das Zusammenkleben feinster Staubpartikel in der Scheibe mit den großartigen orbitalen Architekturen mehrerer Planetensysteme. Wie die Erde beginnen auch viele Exoplaneten mit der Ansammlung dieser winzigen Staubklümpchen – Planetesimalen, die ganze Planetensysteme säen, die sich im Laufe der Zeit sogar als lebensfreundlich erweisen können.
Links und weiterführende Literatur
- Weidenschilling, S. J. (1977). „Aerodynamics of solid bodies in the solar nebula.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Blum, J., & Wurm, G. (2008). „The Growth Mechanisms of Macroscopic Bodies in Protoplanetary Disks.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 21–56.
- Johansen, A., et al. (2007). „Rapid planetesimal formation in turbulent circumstellar disks.“ Nature, 448, 1022–1025.
- Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). „Rapid growth of gas-giant cores by pebble accretion.“ Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). „Dust Evolution and the Formation of Planetesimals.“ Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Windmark, F., Birnstiel, T., Ormel, C. W., & Dullemond, C. P. (2012). „Breaking the growth barriers in planetesimal formation.“ Astronomy & Astrophysics, 544, L16.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). „Building Terrestrial Planets.“ Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.