Weekly Science Update – Übersetzt von Harald Horneff
(Originalartikel unter https://pweb.cfa.harvard.edu/news)
USRA/LPI
Planeten und ihre Sterne bilden sich aus dem gleichen Reservoir von Nebelmaterial und daher sollte ihre chemische Zusammensetzung gleich sein, aber die beobachtete Zusammensetzung von Planeten stimmt nicht vollständig mit der ihrer zentralen Sterne überein. Zum Beispiel enthalten in unserem Sonnensystem alle Gesteinsplaneten und Planetesimale nahezu die solaren Anteile an hitzebeständigen Elementen (Elemente wie Aluminium, das sich aus einem Gas niederschlägt, wenn die Temperatur unter 1500 Kelvin fällt), aber an flüchtigen Elementen (solche, die wie Stickstoff leicht verdampfen) sind sie verarmt. Astronomen vermuten, daß dies das Ergebnis für Planeten ist, die sich durch das Verschmelzen von bereits verdichtetem Mineralstaub bilden.
Als der anfängliche, kalte Kern der Molekülwolke kollabiert und eine Scheibe formt, kann das Aufheizen durch den neuen Stern (sowie die Viskosität der Scheibe) einiges vom ursprünglichen, kondensierten Material verdampfen – und treibt die Kondensationsabfolge erneut an, jetzt aber unter höheren Temperatur- und Druckbedingungen, die sich relativ schnell entwickeln. Auch untersuchen Astronomen verschiedenste Meteoriten, um deren chemische Zusammensetzung zu bestimmen. In Abhängigkeit von den Eigenschaften des anfänglichen Kerns der Molekülwolke und der Scheibe, könnten die während der Planetenbildung entstandenen Temperaturen nicht ausreichend gewesen sein, um den größten Teil der hitzebeständigen Materialien aus dem bereits vorhandenen Material zu verdampfen. Da verschiedene Mineralien in Planetesimalen bei unterschiedlichen Bedingungen, Zeiten und Orten kondensieren, ist die Gesamtsituation komplex und macht es schwer, die beobachtete Chemie von Planeten zu verstehen.
Geologe Michail Petaev vom CfA sowie seine Kollegen simulierten den Kollaps des Kerns einer Molekülwolke und die Bildung des Sterns, der Scheibe sowie Planeten und untersuchten die sich entwickelnde Temperaturverteilung quer durch die Scheibe, um die Kondensationsabfolge der Minerale abzuleiten. Sie finden heraus, daß die Eigenschaften des anfänglichen Wolkenkerns die Maximaltemperaturen, die in der Scheibe erreicht werden, und die sich daraus ergebende Zusammensetzung der Planeten und Asteroiden maßgeblich beeinflussen; die Temperatur erreicht nach ein paar Hunderttausend Jahren um das Ende der Phase des Zusammenbruchs herum ihr Maximum. Sie finden zudem, daß, obwohl die Zusammensetzung des Sterns der des Kerns der Molekülwolke ähnlich ist, der Stern geringfügig an einigen der hitzebeständigsten Elemente verarmt – und die stellare Zusammensetzung demzufolge keine gute Näherung für die anfängliche Zusammensetzung des Kerns sein könnte. Nur Wolkenkerne mit hohen Anfangstemperaturen (oder niedriger Scheibenrotation) werden Planeten hervorbringen, die reich an hitzebeständigen Elementen sind. Sie kommen insbesondere zu dem Schluß, daß, um die in den Meteoriten des Sonnensystems und den terrestrischen Planeten zu sehende Zusammensetzung zu reproduzieren, der ursprüngliche Kern entweder ungewöhnliche Eigenschaften besaß, wie Temperaturen in der Nähe von 2000 Kelvin (deutlich oberhalb des erwarteten Mittelwerts von 1250 Kelvin) oder eine andere Hitzequelle die Temperatur der protoplanetaren Scheibe angehoben haben muß.
Literatur:
„Maximum Temperatures in Evolving Protoplanetary Discs and Composition of Planetary Building Blocks“
Min Li, Shichun Huang, Zhaohuan Zhu, Michail I. Petaev and Jason H. Steffen
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 503, 5254, 2021
