Sterne

Sterne sind Zentren der atomaren Kernfusion in unserem Universum. Sie bestehen zum großen Teil aus stark verdichtetem Hochenergieplasma, einem vierten Aggregatszustand der Materie, der bei enorm hohen Druck- und Temperaturbedingungen aus dem gasförmigen Zustand entsteht. Durch die enorme Energiemenge lösen sich Atomkerne aus ihren Elektronenhüllen heraus, im Plasma liegen also freie Elektronen und positive Ionen einzeln vor. Die häufigsten Ionen in diesem Plasma sind Wasserstoff- und Helium-Kerne.

Sterne zu verstehen ist für die Geowissenschaften wichtig, weil jedes Element, das wir auf der Erde finden, in jedem Gestein, Mineral oder Lebewesen, ursprünglich durch Kernfusion in einem Stern entstanden ist.

Innerer Aufbau eines Sterns

Wie auch im Inneren der Erde steigt der Druck und die Temperatur mit zunehmender Tiefe unter der Oberfläche eines Sterns. Die äußerste Schicht eines Sterns ist seine gasförmige Photosphäre, zu Deutsch Lichthülle. In mittelgroßen Sternen (=Hauptreihensterne) wird diese Photosphäre von einer farbigen, schwächer leuchtenden Chromosphäre überlagert, bei größeren Sternen sind die ausgestoßenen Sonnenwinde meist zu stark, als dass sich diese Schicht hier halten könnte. Wie heiß die Photosphäre ist, hängt von der Temperatur des Sterns insgesamt ab. Die kältesten Sterne, rote Zwergsterne, erreichen hier maximal 2700°K, während blaue Hyperriesen, die zu den heißesten Sternen des Universums zählen, in ihrer äußeren Photosphäre noch immer bis zu 30.000 bis 50.000°K messen.

Unter der Photosphäre liegt die oberste Plasmaschicht, die aufgrund des enormen Temperaturunterschieds zwischen dem kalten Weltraum über der Photosphäre und der heißen Strahlungszone unter ihr von rapiden Konvektionsströmungen durchzogen ist: Das Plasma am äußeren Rand dieser Konvektionszone kühlt aus, wird dadurch dichter als das umgebende Plasma und stürzt in Richtung des Kerns. Am Oberrand der Strahlungszone wird es aufgeheizt und steigt wieder in Richtung Photosphäre auf.

Unter der Konvektionszone liegt die Strahlungszone, in der die Materie bereits so dicht komprimiert ist, dass sie nicht mehr konvergieren kann. Sämtliche Wärme-Transfers durch diese Schicht laufen in Form von Wärmestrahlung von einem Molekül über das nächste ab. Die Temperaturen in der Strahlungszone sind relativ konstant und liegen zwischen 10 bis 20% der Kerntemperatur.

Der Kern liegt im Zentrum eines jeden Sterns. Hier herrschen die höchsten Druck- und Temperaturbedingungen innerhalb des Himmelskörpers, da die gesamte Masse aller darüberliegender Schichten auf dem Kern auflastet. Die Ionen und Elektronen des Plasmas werden hier so stark komprimiert, dass sie miteinander verschmelzen und somit den Atomkern eines anderen Elements bilden können. Man spricht hier von einer Kernfusion. Damit eine Kernfusion stattfinden kann müssen zudem enorm hohe Temperaturen vorherrschen. Je nach Größe und Zusammensetzung des Sterns hat sein Kern eine Temperatur von mindestens 40 Millionen°K und maximal 3,2 Milliarden°K.

Unsere Sonne hat an ihrer Oberfläche eine Temperatur von ca. 5770°K und in ihrem Kern ca. 145 Mio.°K.

Die ersten Sterne

In Folge des Urknalls bildeten sich aus den Quarks (Quantenteilchen, aus denen sämtliche Elementarteilchen bestehen) die ersten Protonen und Neutronen. In Verbindung mit negativ geladenen Quantenteilchen, den Elektronen, bildeten die frühen Protonen erste Wasserstoffatome. Einzelne Wasserstoffatome, sogenannte Wasserstoff-Radikale, binden sich von selbst aneinander, formen eine kovalente Atombindung und werden dadurch zu zweiatomigem Wasserstoffgas.

All diese Prozesse, die gesamte Bildung von Wasserstoff aus Quarks laufen spontan ab, da jeder Schritt der Entwicklung ein energetisch stabileres Niveau für das Teilchen darstellt.

Dieses Wasserstoffgas besitzt eine Masse von circa 2 g/mol, und übt daher, nach den Gesetzen der Schwerkraft eine Anziehungskraft auf andere Masseteilchen aus. Da im frühen Universum nur das spontan entstehende Wasserstoffgas und das erheblich seltener spontan entstehende Helium eine Masse besaßen, zogen sich auch nur diese Teilchen gegenseitig an. Durch diese wechselseitige Anziehung entstanden stärker konzentrierte Areale dieser Gase, die durch ihre gemeinsame, größere Masse eine noch stärkere Anziehungskraft auf Teilchen in ihrer Umgebung ausübten als andere Teilchen. Das Zusammentreffen von Wasserstoffteilchen im sonst leeren Vakuum des jungen Weltalls führte zur Bildung von Massezentren, deren Anziehungskraft immer weiter anwuchs und dadurch Wasserstoff aus noch größeren Entfernungen anzog.

Die Massezentren wuchsen, schwollen durch angesammelten Wasserstoff immer weiter an und bildeten kugelförmige Wolken. Das Zentrum der Wolke war durch die Auflast der umgebenden Wasserstofflagen ausgesprochen dicht, und je größer diese Protosterne wurden, desto größer wurde die Auflast und entsprechend umso dichter wurden die Kerne. Atome mit einer negativ geladenen äußeren Hülle stoßen sich gegenseitig ab. Wenn sie sich aber aufgrund eines von allen Seiten her herrschenden Drucks nirgendwo hin abstoßen können, geben sie diese Abstoßungsenergie in Form von Wärmestrahlung ab.

Je mehr Wasserstoff sich ansammelte, je mehr Teilchen auf den Kern zustürzten, dabei eine potenzielle Energie abgaben und sich auf der Kernoberfläche oder in den Konvektionsströmungen darüber einfanden, umso heißer wurde der frühe Stern. War ein gewisses Temperaturlimit überschritten, wandelte sich der Wasserstoff im Kern des Sterns in Plasma um. Die Hitze des Kerns blieb aber nicht nur dort, sondern übersetzte sich in die darüberliegenden Schichten, hier konnten sich die Moleküle freier bewegen, konnten angetrieben von der Hitze des Sterns rotieren, schwingen oder sich gegeneinander bewegen. All diese Prozesse setzten die geerbte Energie dieser Moleküle wieder frei, in Form von infraroter Wärmestrahlung oder sichtbarem Licht, die mit großer Wahrscheinlichkeit einfach nur das nächste Wasserstoffmolekül traf und dieses in Schwingung versetzte. In einigen Fällen, in den weniger dicht gepackten Oberflächenregionen eines Sterns, strahlen diese Moleküle ihre Energie in den leeren Weltraum ab. Das ist das Licht, das wir von Sternen wahrnehmen können.

Je mehr die Energie im Kern eines Sterns ansteigt, umso energieaufwändigere Reaktionen können hier ablaufen. Um zwei positiv geladene Atomkerne miteinander zu verschmelzen, müssen diese zunächst von ihren negativen Hüllen getrennt werden und dann entgegen ihrer gleichnamigen Ladungen ineinander gepresst werden. Unter allen irdischen Temperatur-Druck-Bedingungen ist das nicht möglich, aber im Kern eines Sterns herrschen die nötigen Vorraussetzungen. Aus den schwereren Wasserstoffisotopen Deuterium und Tritium entsteht im Zentrum eines Sterns unter Abspaltung eines Neutrons das neue Element Helium. Das abgestoßene Neutron kann sich im Kern des Sterns gleich an einen weiteren Wasserstoffkern binden und dieses in Deuterium verwandeln.

Reine Wasserstoff-Helium-Sterne, wie sie im frühen Universum existierten, gibt es immer noch. Sie gehören zu den hellsten und heißesten Sternen unseres Universums und zeichnen sich durch ein weißes bis schwachbläuliches Licht aus. Die Astronomie unterteilt Sterne neben ihrer Größe auch in eine von dreizehn sog. Spektralklassen. Blauweiße Wasserstoff-Helium-Sterne werden als Spektralklasse B bezeichnet, sie sind dadurch klar abgegrenzt von den tiefblauen Helium-Sternen (Spektralklasse O), den reinweißen Wasserstoff-Kalzium-Sternen (Spektralklasse A), den abhängig von ihrem Eisengehalt vom weißgelben ins orangene tendierenden Sternen der Spektralklassen F, G und K, sowie den dunkelroten Titandioxid-Sternen der Spektralklasse M.

Merke:

“Spektralklasse” ist im Grunde nur ein schickes Wort für “Farbe des Lichts, das ein Stern aussendet”, und die Farbe ihres Licht hängt davon ab, welche Elemente ihre Strahlungs- und Konvektionszonen beinhalten. Die Buchstabenbezeichnungen der einzelnen Spektralklassen kommen daher, dass die Erfinder dieses Nomenklatursystems verschiedene Sterne zunächst alphabetisch unterschieden (Spektralklasse A, dann B, dann C, etc.), eine der bearbeitenden Wissenschaftlerinnen, Annie Jump Cannon, entdeckte jedoch, dass bei dieser Einteilung gravierende Fehler gemacht wurden, und dass die Reihenfolge umgestellt werden musste.

Der hellste Spektralklasse B-Stern des Nachthimmels ist Achernar im Sternbild Eridanus. Obwohl der Stern nur etwa sieben- bis elfmal so groß ist wie unsere Sonne, hat er die 3000-fache Leuchtkraft unseres Sterns und schon an seiner Oberfläche brennt Achernar mit über 18.700°K (vgl. Oberflächentemperatur der Sonne: ca. 5770°K). Beide Werte werden von den weiter entfernten Überriesen und Hyperriesen dieser Spektralklasse noch übertroffen.

Das frühe Universum, nach der Bildung der ersten Sterne, bestand vermutlich ausschließlich aus diesen grellweißen bis bläulichen Sternen in verschiedenen Größen. Wärmere Farben und kältere Sterne entstanden erst durch die Bildung neuer Elemente über die Fusionsreihe im Kern eines Sterns.

Die Fusionsreihe

Die Kernfusion endet beim Element Helium noch nicht. Durch seine nun doppelt so hohe Kernladung verglichen mit dem Wasserstoff ist es energieaufwändiger, einen Heliumkern mit einem anderen Element zu fusionieren, aber die Bedingungen im Inneren eines B-Klasse-Sterns reichen weit darüber hinaus. Aus Helium und Tritium wird Lithium, aus Lithium und Deuterium Beryllium. Wichtig zu bedenken ist, dass diese Reaktionen bei den im Stern vorherrschenden Temperaturen auch rückwärts ablaufen können. In einem Stern wird jedes vorherrschende Element mit jedem anderen Element gekreuzt und die Ergebnisse können hochradioaktiv und instabil sein.

Mit steigender Protonenzahl in den Atomkernen entstehen Elemente wie Kohlenstoff und Sauerstoff, aber diese Elemente zu fusionieren erzeugt weniger Energie als die Wasserstofffusion und es kostet mehr Energie, die Abstoßung zwischen den Kernen zu überwinden. Während die Fusion von zwei Wasserstoffisotopen zu Helium schon bei Temperaturen von 40 Mio.°K ablaufen, benötigt die Fusion von Heliumkernen zu Kohlenstoff und Sauerstoff über 190 Mio.°K, und die von Kohlenstoff zu Magnesium, Natrium und Neon über 720 Mio.°K. So heiß werden die meisten Sterne unseres Universums nicht, weshalb sie nicht in der Lage sind, schwerere Elemente als Helium zu produzieren. Nur die großen, wirklich schweren und dadurch wirklich heißen Sterne bieten die Bedingungen für eine Kohlenstoff- oder Sauerstoff-Fusion.

Sauerstoff hat die Kernladungszahl 8. Fusioniert ein Stern dann ein Sauerstoffatom mit einem Kohlenstoffatom (Kernladungszahl 6), entsteht Silizium, mit der Kernladungszahl 14. Zwei Sauerstoffatome bilden gemeinsam ein Schwefelatom. Diese Fusionen kosten enorm viel Energie, weshalb sie nur in weißen Riesensternen stattfinden können, aber sie geben immer noch mehr Energie ab, als sie kosten. Das Element Eisen hingegen, Kernladungszahl 26, hat einen besonderen Platz in der Fusionsreihe, weil es bei der Fusion genauso viel Energie kostet wie es abgibt. Es heizt den Stern nicht mehr weiter an; deshalb werden Eisen und alle schwereren Elemente in diesem Kontext auch als nukleare Asche bezeichnet. Das Eisen kann, im Gegensatz zu früheren Elementen, auch nicht mehr durch eine Rückreaktion aufgelöst werden, entsprechend sammelt es sich im Kern an. Eine fortlaufende Fusion von Elementen zu nuklearer Asche hat für den Stern fatale Folgen. Ein Stern braucht den ständigen Energieüberschuss aus der Kernfusion, um seine höheren Schichten in Bewegung zu halten. Das Hauptvolumen eines Sterns machen die Konvektionsströmungen aus auf den Kern zustürzenden, dort aufgeheizten und wieder aufsteigenden Partikeln aus. Diese können nur dann bestehen, wenn der Kern sie ausreichend aufheizt. Anderenfalls können ihre Partikel nicht mehr so weit aufsteigen, ziehen engere Bahnen, wodurch der Stern entweder schrumpft, kollabiert oder in einer Supernova explodiert.

Natürlich passiert das nicht bei der ersten Eisenfusion, ein Stern hat einen enormen Vorrat an anderen Elementen, die langsam aufgebraucht werden können, und das Eisen kann sich in der nach wie vor heißen Umgebung auch noch weiter fusionieren. Aber jeder weitere Schritt in der Funktionsreihe entzieht dem Kern mehr und mehr Energie und gibt immer weniger zurück. Das schwerste, natürlich vorkommende Element, ist Uran, Kernladungszahl 92. Es ist jedoch deutlich seltener als Eisen, Sauerstoff, Kohlenstoff oder Silizium.

Ende des Lebenszyklus

Wie der Lebenszyklus eines Sterns endet, ist stark von seiner Größe und seiner Zusammensetzung abhängig.

Die häufigsten Sterne in unserem Universum sind Rote Zwergsterne, kleiner als unsere Sonne, manche sogar kleiner als der Planet Jupiter in unserem Sonnensystem. Sie sind thermisch weit besser isoliert als die großen Sterne, verlieren weniger Energie an das Weltall und lösen die in ihrem Kern gebildeten, schweren Elemente mit der zurückgehaltenen Energie wieder auf. Dadurch brennen sie länger. Tatsächlich wird davon ausgegangen, dass in den vergangenen 13,7 Milliarden Jahren seit der Entstehung des Universums kein einziger Roter Zwerg auch nur das Anfangsstadium seiner Entwicklung verlassen hat. Wenn sie das in einigen Milliarden oder sogar Billionen Jahren tun, werden sie zu Helium-reichen weißen Zwergen, die dann langsam auskühlen und sich in eine Gaswolke zersetzen.

Gelbe Zwergsterne wie unsere Sonne enden auch als weiße Zwerge, aber mit einem Zwischenstadium: Sobald im Kern des Sterns der gesamte Wasserstoff zu Helium fusioniert ist, lässt der Energieoutput des Kerns deutlich nach. Der Stern zieht sich aufgrund der schwächer werdenden Konvektionsströme soweit zusammen, bis Druck und Temperatur für die weitere Fusion von Helium zu Kohlenstoff, das sog. “Heliumbrennen”, ausreichen. Das Heliumbrennen produziert innerhalb kurzer Zeit enorme Mengen an Energie, was den Kollaps des Sterns verhindern und sogar zu einer Expansion umkehren kann. Allerdings erreichen einige Areale über dem Kern, in denen noch Wasserstoff vorkommt, durch die höhere Abwärme des Kerns jetzt die nötigen Temperatur- und Druckbedingungen, um eine Fusion von Wasserstoff zu Helium durchzuführen. Diese Heliumbildung heizt die oberen Schichten des Sterns nun aus nächster Nähe intensiv auf, was dazu führt, dass sich die äußeren Schichten des Sterns auf das mehr als hundertfache seines Volumens ausdehnen können. Der Stern wird zum roten Riesen. Im Falle der Sonne wird sich die Photosphäre bis in den Orbit der Venus ausbreiten, beide inneren Planeten vollständig vernichten und die Oberfläche der Erde wieder zu kochender Lava aufschmelzen. In diesen äußersten Bereichen des Sterns ist seine Anziehungskraft so schwach, dass ein Großteil seiner Masse als Sonnenwind ins All verschwindet. Die Photosphäre des Sterns löst sich zunehmend auf und was zurückbleibt ist ein weißer Zwergstern mit Kohlenstoffkern, über dem eine dünne Schicht aus Wasserstoff kontinuierlich Helium fusioniert.

Die meisten größeren Sterne, Riesen, Überriesen und Hyperriesen erwartet jedoch ein nochmal extremeres Ende: Die sogenannte Supernova. Supernovae geschehen, wenn der Kern eines Riesensterns, aufgrund einer schnell fortschreitenden Fusion seines Brennstoffs zu nuklearer Asche, nicht mehr genug Energie abstrahlt, um die Konvektionsströme in seinen äußeren Schichten aufrechtzuerhalten. Dann kollabieren die Konvektionsströme innerhalb von Millisekunden. Die kernnächsten Schichten des Sterns stürzen mit Geschwindigkeiten jenseits der örtlichen Schallgeschwindigkeit in den kalten Kern hinein, pressen diesen zusammen und erreichen dabei absurd hohe Drücke, die den Kern auf subatomarer Ebene fusionieren: Elektronen werden in Protonen hineingepresst, dadurch negiert sich ihre Ladung und sie bilden Neutronen. Alle Neutronen des Kerns werden zu einem einzigen, neutralen Atomkern zusammengepresst, 10 bis 12 Kilometer im Durchmesser und mehrere Quadrilliarden (10^27) Tonnen schwer. Die Masse von zwei bis drei Sonnen, komprimiert auf einen Raum kleiner als München. Rein physikalisch kann kein dichteres Objekt existieren, mit der Ausnahme eines schwarzen Lochs.

Allerdings ist die Materie in diesem Stadium nicht weiter komprimierbar und die gesamte, unaufhaltsam auf ihn einstürzende Auflast prallt nun gegen ein unbewegliches Objekt. Die einstürzende Materie wird am Neutronenkern komprimiert und heizt sich durch den plötzlichen Druckanstieg enorm auf. Sie wird hier ist so dicht, dass selbst die beim Kollaps abgestrahlten Neutrinos nicht mehr durch sie hindurch gelangen können. (Bei Neutrinos handelt es sich um bestimmte Quarks, die aufgrund ihrer quantenphysikalischen Eigenschaften fast überhaupt nicht mit der Materie unseres Universums interagieren. Neutrinos können durch einen gesamten Planeten hindurchwandern, ohne mit einem einzelnen Atom darin in Kontakt zu kommen.) Der Bewegungsimpuls des Sturzes wird an der unbeweglichen Oberfläche des Neutronenkerns reflektiert und die gesamte hyperdichte Schicht darum herum detoniert nach außen hin. Die Druckwelle dieser Explosion reicht aus, um das äußere Material der Photosphäre zu lokalen Dichtezentren zu komprimieren. Diese Dichtezentren sind genug Hitze und Druck ausgesetzt, dass in ihnen eine Fusion der bisher ungenutzten Hüllenelemente stattfinden kann, die sogar noch nukleare Asche umsetzt. In ihnen entstehen große Mengen an Schwermetallen, Edelmetallen und transuranischen Elementen. Hinter der Druckwelle dehnt sich das zusammengepresste Gas rapide aus, jedes einzelne Teilchen wird geradlinig vom Kern weg beschleunigt. Die Explosionsfront durchbricht die äußerste Photosphärenschicht und löst sich auf, während das glühende Gas weiter mit mehreren Millionen Stundenkilometern seiner vorgeschriebenen Bewegung weg vom Kern folgt.

Die Detonation strahlt heller als eine ganze Galaxie, ihre Leuchtkraft ist millionen- bis milliardenfach heller als der Stern jemals zu Lebzeiten gestrahlt hat. Die freigesetzte Energiemenge beläuft sich auf über hundert Septillionen (10^44) Joule; extra für diese Größenordnung wurde die Einheit Foe erfunden, die diesem Wert entspricht.

Langfristig wichtiger als das Leuchten sind jedoch die frisch fusionierten Kernmaterialien, die eine Supernova ins Weltall schleudert. Denn aus diesen Baustoffen kann nicht nur eine neue Gaswolke oder ein neuer Stern entstehen, sondern unter Umständen auch ein Planet mit fester Kruste, wie z.B. unsere Erde.

Entstehung der Sonne und ihrer Akkretionsscheibe

Unsere Erde besteht zum größten Teil aus den Elementen Eisen (32,1%), Sauerstoff (30,1%), Silizium (15,1%), Magnesium (13,9%), Schwefel (2,9%), Nickel (1,8%), Kalzium (1,5%) und Aluminium (1,4%). Eisen und Nickel, gemeinsam mit einigen Spurenelementen wie Gold, Kupfer, Uran und andere schwere Elemente, gehören zur Gruppe der Nuklearen Aschen, jener Elemente, die nur in heißbrennenden Hyperriesen und vor allem in der Expansionswelle einer Supernova entstehen. Diese Elemente sind im Universum verglichen mit Wasserstoff und Helium erstaunlich selten. Dass sie fast ein Drittel unseres Planeten ausmachen und die übrigen Anteile ebenfalls zum großen Teil auf Hochenergie-Fusionsprodukte entfallen, lässt darauf schließen, dass vor der Entstehung des Sonnensystems in räumlicher Nähe zu seinem Entstehungsort eine Supernova stattgefunden haben muss, die die Umgebung mit schweren Elementen angereichert hat.

Unsere Sonne entstand, wie jeder Stern, aus einer durch ihre Schwerkraft kompaktierten, rotierenden heißen Gaswolke im Weltraum. Aber anders als die Sterne des frühen Universums, die nur aus Wasserstoff und Helium bestanden, bildete sich unsere Sonne aus einer bunten Mischung an Elementen, die die Supernova zuvor freigesetzt hatte. Besonders Kalzium und Aluminium, aber auch ein nicht unerheblicher Eisenanteil, bilden das Innere der Sonne, weshalb diese heute mit dem typisch gelben Licht der Spektralklasse G strahlt.

Während sich im Zentrum dieser Wolke ein für Sternverhältnisse eher lauwarmer Protostern entwickelte (Oberflächentemperatur <6000°K) formten sich die äußeren, kälteren Schichten der Gaswolke zu einer sog. Akkretionsscheibe um den Äquator des rotierenden Protosterns. Hier ist die Zentrifugalkraft der Rotationsbewegung am stärksten.

Eine Akkretionsscheibe ist ein flaches Ringsystem, ähnlich wie die Ringe des Saturn, nur dass sie eben einen Stern anstelle eines Planeten umgibt. Sie trägt diesen Namen, weil sie frei im Weltraum vorliegende Elemente aufnehmen und in ihre Rotationsbewegung einbinden kann, sie “akkretiert” Fremdmaterial aus dem Kosmos.

Da der Kosmos um den Entstehungsort des Sonnensystems durch die oben erwähnte Supernova große Mengen an Sauerstoff, Kalzium, Silizium und nuklearen Aschen enthielt, waren das auch die Elemente, die von der Akkretionsscheibe unserer jungen Sonne aufgenommen wurden.

Entstehung der Planeten des Sonnensystems

Die Akkretionsscheibe eines Sterns ist keine homogene Wolke. Der ständige Zustrom an zufälligen Elementen aus dem umgebenden Weltraum verändert ihre Zusammensetzung kontinuierlich. Gleichzeitig findet aber durch die Schwerkraft eine Sortierung der Elemente statt: Dichtere, schwere Elemente, stürzten innerhalb der Wolke in Richtung des Sterns im Zentrum, während leichtere Elemente von den Zentripetalkräften eher nach außen geschleudert wurden. Entsprechend sammelten sich die schwereren Elemente der Akkretionsscheibe wie Eisen, Sauerstoff und Silizium in den inneren Zonen der Wolke, während die leichteren Elemente wie Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff tendenziell in den Randbereichen häufiger waren.

In den inneren Ringen der Akkretionsscheibe war es zum Zeitpunkt ihrer Entstehung noch relativ heiß, Temperaturen von über 1300°K ließen allerdings schon zu, dass Elemente wie Kalzium und erste Silikate (Silizium-Sauerstoff-Verbindungen) auskristallisieren konnten. Diese Silikate, die heute noch in den Kernen von Meteoriten und anderen extraterrestrischen Körpern gefunden werden können, konnten mittels einer Uran-Blei-Datierung auf ein Alter von 4,57 Milliarden Jahren datiert werden.

Die frühen Kristalle der Akkretionswolke wirkten als kleine Massezentren, die durch ihre wachsende Masse und Schwerkraft immer größere Mengen an umliegendem Material anzogen und dadurch immer schwerer wurden und eine noch größere Anziehung ausübten. Da innerhalb der Akkretionsscheibe große Mengen an Materie vorhanden waren, konnten diese Massezentren auf ihrem Weg um den Stern viel Material ansammeln und dadurch enorme Dichten und Temperaturen erreichen. Sie wurden zu großen, durch ihre Rotation abgerundeten Gas- und Gesteinskugeln, die wir als Planetesimale bezeichnen.

In den inneren Ringen der Akkretionsscheibe bildeten sich die Planetesimale aus den schweren Elementen wie Eisen, Aluminium und Silikaten. Da die inneren Planetesimale aber eine kürzere Umlaufbahn hatten als die äußeren, sammelten sie im Vergleich zu diesen erheblich kleinere Volumina an Material an. Auf den kurzen Strecke, die die sonnennahen Planetesimale zurück legten, gab es einfach weniger Materie, die akkreditiert werden konnte, als auf der langen Umlaufbahn der sonnenfernen Planetesimale.

In den äußeren Ringen bildeten sich die Planetesimale aus leichteren Elementen wie Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff, allerdings war die pure Menge dieser Elemente durch die extrem langen Umlaufbahnen dieser Planetesimale so groß, dass sie erheblich schwerer wurden als die inneren Planetesimale. Objekte dieser Massenordnung ziehen Wasserstoff und andere leichte Gase aus dem umgebenden Weltraum an und können so ausgesprochen dichte und voluminöse Atmosphären bilden. Aufgrund dieser gewaltigen Gashüllen werden die äußeren Planetisimale heute als Gasplaneten bezeichnet, während die inneren Planetesimale mit dünnen, oft durchsichtigen Atmosphären als Gesteinsplaneten bezeichnet werden.

Die acht Planeten (sorry, Pluto-Fans)

Der kleinste und sonnennächste Planet unseres Sonnensystems ist Merkur. Er hat einen Durchmesser von ca. 4.800 km und zeichnet sich durch eine (für seine geringe Größe und den entsprechend niedrigen Innendruck) außergewöhnlich hohe Durchschnittsdichte von ~5,42 g/cm^3 aus. Das liegt vermutlich daran, dass ein Großteil des Planeten aus Eisen besteht, welches sich aufgrund seiner hohen Dichte in den innersten Ringen der Akkretionsscheibe konzentriert hatte. Sein Kern, der auf einen Durchmesser von circa 3.600 km geschätzt wird, müsste zu circa 65% aus Eisen bestehen, um diese Dichte zu erreichen. Der Planet besitzt keine Atmosphäre und seine Oberflächentemperatur beträgt im Durchschnitt über 250°C.

Venus, der zweite Planet unseres Sonnensystems, ist mit einem Durchmesser von ca. 12.100 km etwa so groß wie die Erde und hat auch etwa dieselbe Dichte wie unser Planet, 5,24 g/cm^3. Der Planet besitzt einen kleinen, vermutlich vollständig flüssigen Kern aus Eisen und Nickel, darüber folgt ein Mantel aus Silikatgesteinen und eine feste Kruste, die erheblich dicker ist als die irdische Lithosphäre und entsprechend nicht so leicht in tektonische Platten aufbricht. Stattdessen erneuert sich die Oberfläche der Venus durch langperiodischen Vulkanismus selbst. Die Atmosphäre der Venus ist in ständiger Bewegung, enorm dicht und durch den hohen Schwefelsäure-Gehalt ausgesprochen sauer. Der Treibhauseffekt auf der Venus ist enorm, wodurch ihre Oberfläche dauerhaft Temperaturen von über 450°C ausgesetzt ist.

Die Erde ist der drittinnerste Planet unseres Sonnensystems. Mit einem Durchmesser von circa 12.700 km ist sie der größte Gesteinsplanet des Sonnensystems und hält mit einer Dichte von 5,52 g/cm^3 auch den Rekord für den dichtesten und schwersten Gesteinsplaneten in unserem Sonnensystem. Die enorme Dichte ist durch den hohen Eisengehalt der Erde bedingt. Dieser ist für ihre Position in der ursprünglichen Akkretionsscheibe tatsächlich anormal hoch, weshalb man vermutet, dass die Erde während dem mittleren Hadaikum (vor ca. 4,4 Mrd. Jahren.) mit dem nahegelegenen Planetesimal Theia kollidierte und dessen Eisenkern in ihren eigenen absorbierte. Im Zuge dieser Kollision hat sich auch die Rotationsachse der Erde um 23° verkippt und der Mond der Erde ist entstanden, ein Silikattrabant ohne Internstruktur, der sich vermutlich aus Erdmaterial zusammenfügte, das bei der Kollision mit Theia in den Weltraum geschleudert wurde.
Die Erde besitzt einen großen festen inneren Kern aus Eisen und Nickel, überlagert von einem flüssigen äußeren Kern aus Eisen und Nickel und einem teilplastischen Erdmantel aus eisenreichen Silikaten. Dieser Erdmantel wird von einer dünnen Erdkruste aus Silikatgestein bedeckt, die in tektonische Platten fragmentiert und beweglich ist. Durch ihre innere Wärme, ihre Distanz zur Sonne, ihre vulkanische Aktivität und ihren Treibhauseffekt hat die Erde eine durchschnittliche Oberflächentemperatur von ca. 20°C. Flüssiges Wasser bedeckt weite Teile ihrer Oberfläche und Leben ist auf diesem Planeten möglich.

Der vierte Planet ist Mars. Eigentlich wäre er der fünfte Planet unseres Sonnensystems, wenn Theia sich vollständig hätte entwickeln können, aber mit dem Sturz des Planetesimals in die Erde konnte Mars nachrücken. Da Mars’ Umlaufbahn relativ nah an Theia’s Umlaufbahn lag, konnte der Planet nicht so viel Material ansammeln wie andere Gesteinsplaneten. Mit einem Durchmesser von ca. 6.800 km ist er der zweitkleinste Planet unseres Sonnensystems und seine mittlere Dichte von 3,9 g/cm^3 ist die niedrigste von allen Gesteinsplaneten.
Mars’ flüssiger Kern besteht zu einem Großteil aus Eisen und Nickel, enthält aber auch etwa 14% bis 17% aus Schwefel. Ein solcher Kern kann kein schützendes Magnetfeld um den Planeten zu erhalten, weshalb die ursprüngliche Atmosphäre des Mars vermutlich binnen der ersten Jahrmilliarde nach seiner Entstehung vollständig vom Sonnenwind und der kosmischen Strahlung abgetragen wurde. Über dem Marskern liegt ein Marsmantel, bestehend aus Silikatmineralen. Dieser ist ebenfalls fest und daher tektonisch inaktiv, obwohl der Mars in der Vergangenheit sicher tektonisch und vulkanisch aktiv war. Die Kruste des Mars ist mit 50 bis 125 Kilometern Dicke erheblich mächtiger als die der Erde und besteht zum großen Teil aus Silikaten. Die Rote Farbe des Mars rührt von eisenoxidhaltigen Sanden auf seiner Oberfläche her. Diese gewaltigen Wüsten sind jedoch außergewöhnlich kalt, im Durchschnitt -63°C kalt, mit Extrema bis -153°C. Mars besitzt zwei kleine Monde mit Namen Phobos und Deimos, bei denen es sich vermutlich um Meteoriten handelte, die in der Schwerkraft des roten Planeten eingefangen wurden.

Jupiter ist der erste und der größte Gasplanet unseres Sonnensystems. Er ist der sonnennächste Gasplanet und akkretierte sein Material daher in der noch am stärksten konzentrierten Zone der äußeren Ringe der Akkretionsscheibe. Mit einem Durchmesser von ca. 142.000 km ist er der größte Planet unseres Sonnensystems und seine mittlere Dichte beträgt ca. 1,32 g/cm^3. Jupiters innerer Aufbau ist weitestgehend unerforschbar, aber man geht davon aus, dass in seinem Innersten ein Kern aus gefrorenem Silikat liegt. Dieser Kern, der vermutlich etwa die 20-fache Erdmasse besitzt, ist bedeckt von Schichten aus stark überkritischem Helium und Wasserstoff. Überkritische Gase verhalten sich aufgrund des hohen Drucks, dem sie ausgesetzt sind, wie Flüssigkeiten oder Feststoffe, obwohl sie nach wie vor gasförmig sind, und in der Nähe des Jupiterkerns ist der Wasserstoff so überkritisch, dass er sogar Strom leitet. Man spricht hier deshalb auch von “metallischem Wasserstoff”. Die überkritische Phase geht unscharf in die unterkritischen Schichten darüber über, in den höheren Schichten besteht Jupiter aus gasförmigem Wasserstoff und Helium, mit Spuren von Methan und Ammoniak (Kohlen- und Stickstoffverbindungen). An seiner Oberfläche hat Jupiter eine Temperatur von -102°C.

Merke:

Gasplaneten haben die für Planeten untypische Eigenschaft, nicht nur Licht zu reflektieren, sondern auch selbst schwach zu strahlen. Die Auflast mehrerer tausend Erdenmassen auf einen Planetenkern erzeugt große Mengen an geothermischer Energie, die ins Weltall abgegeben wird. Gleichzeitig durchlaufen alle Gasplaneten derzeit noch einen Schrumpfungsprozess. Die enorme Schwerkraft der Planeten presst die Gase, aus denen sie bestehen, immer näher zusammen. Jupiter’s Radius schrumpft dadurch jährlich um circa 3 cm. Auch diese Kompression gibt Wärme ab, die meist heller in den Weltraum strahlt als das an der Oberfläche des Planeten reflektierte Sonnenlicht (Albedo-Effekt).

Der zweitgrößte Gasplanet ist Saturn, mit einem Durchmesser von ~114.000 km und einer mittleren Dichte von 0,68 g/cm^3. Saturn besitzt einen circa 16 Erdmassen schweren Kern aus Wassereis und Silikatmineralen, darüber liegt eine Schicht aus metallischem Wasserstoff, gefolgt von einer unterkritischen Wasserstoffschicht. Saturns Oberfläche hat eine Durchschnittstemperatur von -139°C.

Uranus, der siebte Planet unseres Sonnensystems, ist mit einem Durchmesser von ca. 50.000 Kilometern der drittgrößte Gasplanet. Seine mittlere Dichte von ca. 1,2 g/cm^3 ist fast doppelt so hoch wie die des erheblich größeren Saturns, was an den großen Mengen von Wasser in Uranus’ Inneren liegt. Der Kern des Uranus besteht aus Silizium, Eisen und Wasser, und hat etwa die Größe der Erde. Darüber liegt eine gewaltige Mantelschicht bestehend aus Wasser, Ammoniak und gefrorenem Methan und über diesem Mantel eine breite Atmosphäre aus Wasserstoff, Helium und Methangas. Uranus ist der einzige Gasplanet, der weniger Energie aus seiner Geothermie und Kontraktion ins All abstrahlt, als er von der Sonne erhält. Sein Kern scheint auch erheblich kälter zu sein als der des kleineren und leichteren Neptun und der Planet scheint keine Wärmereserven mehr aus seiner ursprünglichen Stofftrennung zu besitzen. Obwohl die genaue Ursache für Uranus’ Wärmeverlust ungeklärt ist, wird ein Zusammenhang mit der um 97° geneigten Rotationsachse des Planeten vermutet. Derartige Verschiebungen in der Planetenachse können nur durch die Kollision mit einem anderen großen Himmelskörper, z. B. einem Planetesimal entstehen und derartige Kollisionen können den internen Wärmehaushalt eines Planeten stören. Andere Theorien besagen, die Kerntemperatur des Uranus sei falsch berechnet worden, da wärmeisolierende Schichten im Mantel den Kern von außen kälter erscheinen lassen könnten, als er tatsächlich sei. Mit -197°C Oberflächentemperatur ist Uranus einer der kältesten Orte unseres Sonnensystems.

Der achte Planet unseres Sonnensystems, Neptun, ist mit einem Durchmesser von 49.000 Kilometern der kleinste Gasplanet. In seinem Aufbau ist er nahezu identisch mit dem minimal größeren Uranus. Neptuns Kern besteht jedoch ausschließlich aus Silikaten und Wassereis, sein Mantel besteht aus Silikat, Wasser, Ammoniak und Methaneis, die Atmosphäre enthält Wasserstoff, Helium und Methan. Obwohl er deutlich weiter von der Sonne entfernt ist als Uranus, ist er mit -204°C Oberflächentemperatur nicht bedeutend kälter. Das liegt daran, dass Neptun geothermisch aktiver ist als sein sonnenseitiger Nachbar.

Die Zusammensetzung von Uranus und Neptun verwundert, da Wasser, konkret der Sauerstoff darin, in derart sonnenfernen Gebieten der Akkretionsscheibe eigentlich nicht mehr hätte vorkommen dürfen. Saturn, der Planet mit der geringsten Dichte, der nahezu vollständig aus Wasserstoff besteht, müsste eigentlich der äußerste Planet sein, der sich in einer Akkretionsscheibe bilden kann. Aus diesem Grund besteht die Theorie, dass sowohl Uranus, als auch Neptun deutlich näher an der Sonne entstanden sind, dann durch die Schwerkräfte von Saturn und Jupiter in ihren Bahnen gestört und in die Cupier-Wolke, ein Meteoritengürtel außerhalb des frühen Sonnensystems, davongeschleudert wurden, wo sie nicht nur mit großen Mengen an Silikat- und Wassereismeteoriten kontaminiert worden sein dürften, sondern auch in völlig neue Umlaufbahnen, weit außerhalb der ursprünglichen Akkretionsscheibe abdrifteten.

Autor:innen

Dieser Artikel wurde geschrieben und gegengelesen von:

Leonard von Ehr

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